¬Ņ De Qu√© Est√°n Formadas Las Estrellas ? Te sorprender√° su constituci√≥n

Muchas veces nos preguntamos ¬Ņ De Qu√© Est√°n Formadas Las Estrellas ? Sin embargo, muy pocos conocen en s√≠ que son b√°sicamente estos cuerpos. Antes de explicarles en este art√≠culo cu√°l es la composici√≥n de las estrellas, es fundamental notar qu√© son.

Las estrellas son motores de energ√≠a espacial que originan calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras formas en la que la radiaci√≥n es la protagonista. En este sentido, est√°n formadas casi en su totalidad de gas y plasma, un estado de s√ļper calentamiento de la materia constituida espec√≠ficamente de elementos subat√≥micos

Desde el estudio astronómico podemos evidenciar que la estrella más conocida y por ende, popular de nuestro universo, es el Sol, sin embargo, existe en solitario, tres de cada cuatro estrellas presentes en un sistema binario combinado por dos estrellas girando recíprocamente.

100.000 millones de estrellas

En s√≠, ninguna persona sabe con exactitud cu√°ntas estrellas hay, pero podr√≠an conseguir un n√ļmero asombroso. Nuestro universo podr√≠a alojar m√°s de 100.000 millones de galaxias, y cada una de ellas podr√≠a poseer m√°s de 100.000 millones de estrellas.

Es por esto que claramente, desde la Tierra pueden percibirse cerca de 3.000 estrellas a simple vista. Los humanos de diferentes culturas han esbozado el cielo mediante estas estrellas.

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Ahora, ¬Ņ De Qu√© Est√°n Formadas Las Estrellas ?

Las estrellas poseen una composici√≥n similar al del planeta Tierra, sin embargo, siempre nos preguntaremos espec√≠ficamente De Qu√© Est√°n Formadas Las Estrellas, pues, √©stas est√°n compuestas en peque√Īas sumas de ox√≠geno, carbono, nitr√≥geno, hierro, litio, entre otros, pero que en su mayor√≠a las estrellas est√°n formadas de hidr√≥geno y¬† helio.

Un dato atrayente para los científicos y aficionados de estos motores celestes es que cuando todo el hidrógeno de la estrella se consume se transforma en helio, y a su vez, al suceder este hecho, inmediatamente la estrella morirá.

Cecilia Payne- Gaposchkin: Fue quién descubrió la constitución de las estrellas

Cecilia Payne- Gaposchkin nace el 10 de mayo de 1900 en Inglaterra. Quiso estudiar las estrellas desde que a los cinco a√Īos vio un asteroide atravesar el cielo y su madre le ide√≥ una rima para que lo recordara siempre.

Estudi√≥ ciencias en la Universidad de Cambridge (bot√°nica, f√≠sica y qu√≠mica) hasta que 1919 acudi√≥ a una conferencia de Sir Arthur Eddington sobre su excursi√≥n a la isla de Pr√≠ncipe para retratar el eclipse solar que tuvo lugar el 19 de mayo de ese a√Īo. En aquel momento, la joven decide santificar¬† su vida a la astronom√≠a.

Cuando se grad√ļa en Ciencias en Cambridge, parte a los Estados Unidos a la universidad de Harvard, ya que en su naci√≥n no se consent√≠a que las mujeres fueran intelectuales y en el Observatorio de Harvard hac√≠a a√Īos que un grupo de mujeres laboraba logrando los espectros de las estrellas.

Bajo la tutela del Dr. Harlow Shapley redact√≥ su tesis doctoral en tan s√≥lo dos a√Īos. Como el Departamento de F√≠sica (al que ata√Ī√≠a la apreciaci√≥n de su tesis) se obstaculiz√≥ a perfeccionar los estudios de una mujer, el Dr. Shapley obtuvo que se fundara un Departamento de Astronom√≠a √ļnicamente para que Cecilia Payne-Gaposchkin consiguiera su doctorado en 1925. A√Īos m√°s tarde, en 1956, ser√≠a designada jefa de ese mismo departamento.

Formación de las estrellas

Formación de las estrellas

En los estudios obtenidos y apuntados en su tesis, la doctora Payne fundaba que todas las estrellas pose√≠an m√°s o menos la misma constituci√≥n, a pesar de sus desigualas aparentes. Del mismo modo, se√Īalaba que los primordiales elementos que arreglaban las estrellas eran el hidr√≥geno y el helio.

En este sentido, sus estudios se asentaron en el sistema de codificaci√≥n seg√ļn la temperatura de las estrellas de Annie Cannon (con la que narr√≥ diversos libros) y los estudios sobre la ionizaci√≥n y exaltaci√≥n at√≥mica de las atm√≥sferas espaciales de Meghnad Saha.

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Espectro de las estrellas

Espectro de las estrellas

Luego de descifrar la interrogante ( De Qué Están Formadas Las Estrellas ) Cecilia Payne-Gaposchkin instituyó una relación entre la clase de espectro que prorrumpía una estrella y su temperatura real. Expuso que la diferenciación de las rayas de Fraunhofer se debía a la discrepancia entre sus iones (y por ende, de su temperatura) y no al desacuerdo en sí de la composición.

Por lo tanto, fue la primera persona que fijó la temperatura de las estrellas en base a su espectro, la primera que derivó que las estrellas se forman especialmente de hidrógeno y helio y la primera que especuló en una uniformidad química espacial.

Conclusiones finales

Actualmente, los cient√≠ficos saben De Qu√© Est√°n Formadas Las Estrellas, es decir, constituidas b√°sicamente de helio y el hidr√≥geno, no obstante, tambi√©n poseen otros materiales en peque√Īas sumas como el nitr√≥geno, el hierro o el carbono.

Durante su ciclo de vida, estos cuerpos celestes consumen el hidr√≥geno mediante m√©todos de fusi√≥n nuclear y lo transforman en hidr√≥geno, de forma que cuando concluyen este gas progresan hasta cambiarse totalmente en ‘gigantes rojas’. Posterior a ello, comienzan a consumir el helio que les queda y forman part√≠culas de carbono y ox√≠geno, fase tras la cual implosionan y acaban sus d√≠as como ‘enanas rojas‘.

Las estrellas est√°n creadas de gas muy acalorado. Este gas es en su totalidad hidr√≥geno y helio, los cuales son los dos elementos m√°s livianos. Las estrellas resplandecen quemando hidr√≥geno para transformarlo en helio en sus n√ļcleos, y m√°s tarde en sus vidas forman elementos m√°s cargados.

Otros elementos presentes en la formación de las estrellas

Otros elementos presentes en la formación de las estrellas

La mayor√≠a de las estrellas poseen peque√Īas sumas de elementos m√°s pesados como el carbono, nitr√≥geno, ox√≠geno y hierro, los cuales fueron establecidos por las estrellas que existieron antes que ellos. Luego de que a una estrella se le termina el combustible, tira mucho de su material de regreso hacia el espacio. Nuevas estrellas son constituidas de este material. As√≠ que el material en las estrellas es reconsiderado.

Las estrellas masivas de estos grupos pueden alumbrar potentemente las nubes, ionizar el hidrógeno y formar regiones H II. Tales efectos de retroalimentación, a partir de la alineación estelar, pueden posteriormente impedir a la nube y frenar la creación  de estrellas adicionales.

Todas las estrellas pasan la mayor parte de su vida como estrellas de la secuencia principal, nutridas sobre todo por la fusi√≥n nuclear del hidr√≥geno en el helio dentro de sus n√ļcleos. No obstante, las estrellas de diferentes masas poseen propiedades se√Īaladamente diferentes en varias fases de su progreso.

El destino concluso de estrellas más masivas aplaza de las estrellas menos masivas, al igual que sus claridades y el impacto que gozan en su entorno. Por lo tanto, los astrónomos suelen congregar a estrellas de acuerdo a sus masas.

Secuencia post principal de las estrellas

Secuencia post principal de las estrellas

Ya descubierto De Qu√© Est√°n Formadas Las Estrellas , √©stas luego de su etapa principal pasan a la secuencia post principal, en este caso, como las estrellas de al menos 0,4 M extinguen su provisi√≥n de hidr√≥geno en su n√ļcleo, que empiezan a fundir el hidr√≥geno en una regi√≥n fuera del n√ļcleo de helio.

Sus capas externas se difunden y se enfr√≠an mucho a medida que crean una gigante roja. En unos 5 mil millones de a√Īos, cuando el Sol entre en la etapa de quema de helio, se propagar√° hasta un radio m√°ximo de alrededor de 1 unidad astron√≥mica, es decir, de unos 150 millones de kil√≥metros, 250 veces su dimensi√≥n actual y derrochar√° el 30% de su masa actual.

A medida que la inflamaci√≥n de la c√°scara de hidr√≥geno causa m√°s helio, el n√ļcleo acrecienta en masa y temperatura. En un gigante rojo de hasta 2,25 M, la masa del n√ļcleo de helio se convierte m√°s ¬†deca√≠da antes de la fusi√≥n de helio.

Posteriormente, cuando la temperatura agranda lo suficiente, emprende explosivamente la fusi√≥n de helio llamada flash de helio, y la estrella se constri√Īe r√°pidamente en radio, acrecienta su temperatura superficial y se menea a la rama horizontal del diagrama HR.

En el caso de las estrellas m√°s masivas, la fusi√≥n del n√ļcleo de helio empieza antes de que el n√ļcleo se decaiga, y la estrella pasa alg√ļn tiempo en el grupo rojo, chamuscando perezosamente al helio, antes de que la cubierta conectiva externa se colapse y la estrella se agite hacia la rama horizontal.

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Luego de que la estrella haya derretido el helio de su n√ļcleo, se funde el producto de carbono causando un n√ļcleo caliente con una cubierta externa de helio unido. Entonces la estrella persigue una trayectoria progresiva citada la rama asint√≥tica gigante (AGB) que es semejante a la otra etapa gigante roja narrada, pero con una claridad m√°s alta.

Las estrellas de AGB m√°s masivas pueden advertir un breve ciclo de fusi√≥n de carbono antes de que el n√ļcleo se pierda. Datos realmente sorprendentes en el estudio De Qu√© Est√°n Formadas Las Estrellas .