Cuestionario de cosmologia 

Vinculo de las preguntas.

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1-A-Cosmologia: es el estudio del universo en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su estructura a gran escala y su futuro. La palabra viene del término “cosmo” que significa orden y “logos” estudio. Estudia al universo o cosmos en gran escala, su origen, historia y desarrollo, además del porqué y cómo la humanidad tiene un sitio en él. Sus inicios son meramente filosóficos y religiosos. De hecho son éstas las primeras ramas de esta ciencia que se desarrollan. La cosmología filosófica trata básicamente de establecer el orden de las cosas y el lugar que ocupa el hombre en ellas.

B-Toda gran teoría no solo da cuenta de los fenómenos que teorías previas fracasan en explicar una nueva teoría debe predecir nuevos fenómenos que luego sean ratificados por la observación. La teoría de la relatividad de Einstein cumplió con estos requisitos. Esta teoría imagina el espacio-tiempo como una entidad de formable y dinámica. El espacio que contiene a la materia deja ya de ser inerte a esta materia y se ve modificado por ella. Para Einstein la fuerza gravitacional que Newton imaginara entre distintos cuerpos masivos ya no tienen razón de ser y es abolida. Einstein imagina la gravitación como un efecto geométrico. La materia hace curvar al espacio que la contiene, esto modifica las propiedades geométricas del espacio y lo hace siguiendo las indicaciones escritas en las ecuaciones de la relatividad general.

El tiempo también se ve afectado y su fluir se modifica en cercanías  de campos gravitacionales intensos. Los planetas, siguen orbitas keplerianas porque la gran masa del astro curvo el espacio que lo rodea y los planetas recorren sus caminos sobre un espacio curvo.

Pero si es verdad que la fuerza de Newton ya no existe más y que la atracción gravitacional se debe a la curvatura del espacio, entonces esta curvatura afectara no solo los objetos con masas, sino también a toda entidad que se desplace en los alrededores del sol, incluso a los corpúsculos de la luz.

2-El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos.

3- Según la teoría «tradicional» de la gran explosión, nuestro universo comenzó hace 13.700 millones de años ocupando un volumen infinitesimal y lleno de una densidad divergente de materia y energía. Ese estado inicial se corresponde con lo que los matemáticos denominan una singularidad: uno que marcaría la ruptura de las leyes conocidas de la física.

Con el objetivo de solucionar algunos de los problemas asociados a esa descripción, hace unos treinta años nació la teoría de la inflación cosmológica. Esta postula que, durante sus primeros instantes, el universo experimentó una expansión descomunal: en apenas una fracción de segundo, cada dirección del espacio habría aumentado sus dimensiones en un factor de, al menos, 10²⁶. Después, la expansión cósmica habría continuado al ritmo mucho más moderado predicho por la teoría original de la gran explosión. En cierto sentido, podemos decir que la teoría inflacionaria resuelve parcialmente la singularidad inicial de la teoría de la gran explosión.

4 El Gran Colisionador de Hadrones (LHC)

El Gran Colisionador de Hadrones (LHC, por sus siglas en inglés) es el mayor acelerador de partículas del mundo. En este experimento, los físicos del Centro Europeo para la Investigación Nuclear (CERN) hacen chocar entre sí partículas subatómicas (principalmente protones, uno de los constituyentes del núcleo del átomo) en puntos seleccionados donde se ubican grandes detectores (ATLAS, CMS, LHCb y ALICE). Estos registran las partículas resultantes de las colisiones para estudiar los elementos que componen la materia de la que está hecha el Universo, incluidos nosotros mismos, y sus interacciones.

Situado en la frontera franco-suiza cerca de Ginebra, el LHC es un anillo de 27 kilómetros de circunferencia ubicado a 100 metros bajo tierra. Es una de las máquinas más complejas construida nunca: sus 9.300 imanes superconductores, fundamentales para hacer girar los haces de partículas a velocidades cercanas a las de la luz, deben refrigerarse a una temperatura inferior a la del espacio exterior (-270 grados centígrados, cerca del cero absoluto); el interior del anillo es el lugar más vacío del Sistema Solar (10^-13 atmósferas) para evitar que las partículas colisionen con moléculas de gas; y cuando las partículas colisionan entre sí se generan temperaturas 100.000 veces más calientes que el interior del Sol.

Tras su inauguración en 2008, elLHC comenzó su actual periodo de funcionamiento a finales de 2009. A finales de marzo de 2010 alcanzó los 7 teraelectronvoltios (TeV) de energía de colisión entre partículas, la mayor registrada en un experimento de este tipo. A partir de 2013 alcanzará progresivamente la energía de colisión para la que está diseñado, 14 TeV, y se mantendra operativo durante al menos 15 años. Durante ese periodo los científicos esperan obtener datos suficientes para profundizar en el conocimiento del origen y formación del Universo, así como resolver el enigma del origen de la masa mediante la búsqueda del llamado bosón de Higgs, la pieza que falta por descubrir en el Modelo Estándar de Física de Partículas.

5- La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".

De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional. De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón, o un quark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.

6-  Glosario de cosmología:

Agujero negro: objeto astrofísico, con un campo gravitatrio tan grande que ni siquiera la luz puede escapar.

Anisotropía: diferencias en una propiedad física entre dos o mas direcciones, como el caso de las arisotropías en la temperatura de la radiación cósmica del fondo.

Año luz: medida astronómica de distancia, equivalente al recorrido de la luz en el vacio en un año.

Asteroides: son cuerpos rocosos demasiado pequeños para llamarlos planetas que orbitan el sol.

Big-Ban: modelos cosmológicos para la evolución del universo, con un estado primordial altamente energético, denso y caliente, donde el espacio-tiempo comienza co una singularidad que inicia un peiodo de expansión global.

Big-Crunch: evento catastrófico final en un universo que primero se expande y que, luego de alcanzar un tamaño máximo, colapasa sobre si mismo producto de la excesiva densidad de materia- energía que contiene.

Cerrado (espacio): espacio de volumen finito y sin bordes, como la superficie de una esfera.

Cuerpo negro:  objeto que absorbe y emite radiacio de todas las longitudes de onda.

Elipse: curva plana donde la suma de las distancias dee cualquier punto de los focos es una constante.

Galaxia: sistema astronómico sujeto a la fuerza de gravedad, compuesto por estrellas, remanentes estelares, gas y polvo interestelar, mas un componente a un misterioso llamdo materia oscura.

Nebulosa: se llamaba a todo tipo de objetos, nebuloosos, del cielo en una época en que los telescopios no lograban resolver los detalles de estas formaciones. Hoy muchas de estas nebulosas son llamadas galaxias.

                             Sistema Estelar

Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.

Sistema Estelar Binario: Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masas del sistema de forma indefinida.

Sistema Estelar Múltiples:Un sistema estelar con tres o más estrellas se denomina estrella múltiple. Sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema. Las estrellas múltiples pueden nombrarse como triples si están compuestas por tres estrellas, cuádruples si tienen cuatro y así sucesivamente.

Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis.

  Agrupaciones estelares

 Son grupos de estrellas caracterizados por:

• Pertenecer a la misma región del espacio:

Todas las estrellas se hallan a la misma distancia

• Tener la misma composición química

• Tener la misma edad

• No tener la misma masa

Estudios tradicionales:

 Se realiza el estudio de cúmulos individuales, determinando sus propiedades fundamentales (distancia, edad, enrojecimiento, etc.)

 Usualmente, estos estudios abarcan estudios en la Vía Láctea y en las Nubes de Magallanes

 Estos estudios producen datos heterogéneos. 

Asociaciones estelares: se indican grupos de estrellas con características físicas similares y que se encuentran reunidas en una cierta región del espacio.

Cúmulo estelar.

 Los cúmulos globulares son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de mil millones de años), mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y mil millones de años). Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo). Por el contrario, no existen diferencias grandes entre los tamaños de los núcleos de ambos tipos de cúmulos, que en ambos casos es de unos pocos pársecs.

En los años 80 y 90 del siglo XX se descubrió que la clasificación tradicional no abarcaba todos los cúmulos estelares existentes. Por ejemplo, en las Nubes de Magallanes existen cúmulos tan masivos como los globulares pero jóvenes (R136, el núcleo de30 Doradus, es el caso más notorio). En otras galaxias (por ejemplo, M82) se descubrieron en aquellos años supercúmulos estelares tan masivos o más como los globulares pero jóvenes. Algunos de esos supercúmulos estelares (NGC 3603, Westerlund 1) se han identificado también en el plano de nuestra propia galaxia, escondidos tras grandes nubes de polvo. Asimismo, se comprobó que la diferencia entre cúmulos estelares (objetos ligados, esto es, unidos por su atracción gravitatoria) y asociaciones estelares (agrupaciones que no están unidas gravitacionalmente y que se dispersan lentamente) no está bien marcada. Algunas agrupaciones estelares nacen como cúmulos, otras como asociaciones estelares, otras como cúmulos rodeadas de asociaciones y otras en un estado limítrofe entre cúmulos y asociaciones. Todas ellas acaban disgregándose tarde o temprano. Los cúmulos globulares (los cuales cuando son jóvenes se llaman supercúmulos estelares) son los que perduran más; algunos más que la edad actual del Universo (razón por la que aún podemos observar cúmulos globulares que se formaron al principio de la vida de nuestra galaxia). Sin embargo, es posible apreciar cómo algunos cúmulos globulares poseen colas de marea, esto es, rastros de estrellas que se han ido desprendiendo del cúmulo a lo largo de su historia y que presagian su dispersión final.

Por lo tanto, una clasificación moderna de las agrupaciones estelares (cúmulos o asociaciones) debe incluir al menos tres variables: edad, masa y estado gravitacional; y quizás dos más (metalicidad y tipo de órbita).

Una nebulosa planetaria es creada cuando una estrella expele sus capas más externas después de que se le ha acabado el combustible que había estado quemando. Estas capas más externas de gas se expanden hacia el espacio, formando una nebulosa que tiene frecuentemente la forma de un anillo o burbuja. Aproximadamente hace 200 años, William Herschel llamó a estas nubes esféricas nebulosas planetarias porque eran redondas como los planetas. En el centro de una nebulosa planetaria, puede aún ser visto el remanente brillante de la estrella de la cual la nebulosa se formó.
19- La Vía Láctea es una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol. Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo. No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro. La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.


Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, hasta las gigantes. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Una forma común es la de galaxia elíptica que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares

Los quasares son objetos que forman parte del universo de las galaxias, con dimensiones probablemente no mayores que la del sistema solar en conjunto. Se considera a los quasares como los objetos más luminosos del Universo. Las intensas emisiones muy probablemente provienen de la región central, mientras que la región externa es difícil de detectar por el intenso brillo central. Se ha determinado también que un porcentaje elevado de los quasares no son emisores en radio ondas.

Un agujero negro es el nombre que se le da a una región del espacio donde la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar de ella, ni siquiera la luz. Muchos hoyos negros probablemente se forman cuando estrellas gigantes de al menos 20 veces la masa del sol consume todo su combustible y colapsan, creando en la implosión un núcleo extremadamente denso.

                                      Las estrellas

            Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidroostático de fuerzas.

      Una estrella es una enorme esfera de gas en revolución. El gas es atraído hacia el interior por la fuerza gravitatoria, aumentando así, la presión de la estrella. Esto origina una serie de reacciones nucleares en su interior que liberan energía hacia el exterior en forma de radiación electromagnética, luz y calor.

Las Estrellas

Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.
El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.
Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.

Clasificación de las estrellas.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Tamaño y brillo de las Estrellas

Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.

Evolución de las Estrellas

La vida de una estrella

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.

Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.

Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.

La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.

Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.

Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.

De estrella a Agujero Negro

Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.

Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.

Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.

Estrellas dobles

Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y giran en torno a su centro común.

Los periodos orbitales, que van desde minutos en el caso de parejas muy cercanas hasta miles de años en el caso de parejas distantes, dependen de la separación entre las estrellas y de sus respectivas masas.

También hay estrellas múltiples, sistemas en que tres o cuatro estrellas giran en trayectorias complejas. Lira parece una estrella doble, pero a través de un telescopio se ve como cada uno de los dos componentes es un sistema binario.

La observación de las órbitas de estrellas dobles es el único método directo que tienen los astrónomos para pesar las estrellas.

En el caso de parejas muy próximas, su atracción gravitatoria puede distorsionar la forma de las estrellas, y es posible que fluya gas de una estrella a otra en un proceso llamado "transferencia de masas".

A través del telescopio se detectan muchas estrellas dobles que parecían simples. Sin embargo, cuando están muy próximas, sólo se detectan si se estudia su luz mediante espectroscopia. Entonces se ven los espectros de dos estrellas, y su movimiento se puede deducir por el efecto Doppler en ambos espectros. Estas parejas se denominan binarias espectroscópicas.

La mayoría de las estrellas que vemos en el cielo son dobles o incluso múltiples. Ocasionalmente, una de las estrellas de un sistema doble puede ocultar a la otra al ser observadas desde la Tierra, lo que da lugar a una binaria eclipsante.

En la mayoría de los casos, se cree que las componentes de un sistema doble se han originado simultáneamente, aunque otras veces, una estrella puede ser capturada por el campo gravitatorio de otra en zonas de gran densidad estelar, como los cúmulos de estrellas, dando lugar al sistema doble.

       

Una estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.La atmósfera estelar es la zona mas fria de las estrellas y en ellas se producen los fenomenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una ecepción a lo dicho ya qu ela tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millon de grados por lo menos. La temperatura es engañosa, en realidad esta capa es muy poco densa y está formada por Partículas Ionizadas altamente aceleradas por el Campo Magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

La Astrosismología estudia el interior estelar a partir del análisis de las ondas que se propagan en estos cuerpos celestes. La radiación y el gas de la estrella hacen presión hacia afuera equilibrando la fuerza de la gravedad del propio material estelar, y proporcionándole así un aspecto esférico

 ¿De que tamaño son?

Depende de su tamaño.
Cuanto más grande sea, menos vive, ya que las presiones en su núcleo son mayores y "quema" mucho más rápidamente su combustible.
Una gigante puede durar unas pocas decenas de millones de años.
Una enana blanca o una enana marrón en cambio pueden "vivir" casi sin límite (hasta que se enfríen, lo cual podría tardar centenares de miles de millones de años).
Pero la mayoría de estrellas son de masa similar a la solar o un poco mayores. La duración típica de una estrella así es del orden de unos 10.000 millones de años.

Las estrellas de neutrones son remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del espacio y el tiempo. estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.

CLASIFICACION DE LAS ESTRELLAS VARIABLES

1.- VARIABLES ERUPTIVAS: su variación suele ser irregular y se debe a fenómenos tipo “flare” de la cromosfera o corona de la estrella, acompañados de pérdida de masa y/o por la interacción de los fenómenos anteriores con el medio interestelar vecino. Existen 19 subtipos, entre los que destacamos los que tienen por variable prototipo a FU Orionis, R Coronae Borealis y S Doradus.

2.- VARIABLES PULSANTES: fluctúan de forma periódica o semiregular y presentan contracción y expansión de su superficie que puede ser radial o no. También pueden presentar cambios más o menos regulares en su forma, no siempre esférica.

Existen 33 subtipos descritos, según sus características, pérdida o no de masa y regularidad de las pulsaciones. Destacamos los tipos representados por Delta Cephei (cefeidas), RR Lyrae, Mira Ceti, RV Tauri y las semiregulares (SR).

3.- VARIABLES POR ROTACIÓN: Son estrellas de brillo no uniforme (por presencia de importantes “manchas” o fenómenos similares relacionados con irregularidades de sus campos magnéticos) o variables de forma elipsoidal cuya variación se debe a su rotación axial y el efecto de esta desde el ángulo de visión del observador. Se conocen 7 subtipos, por ejemplo los representados por BY Draconis y FK Comae Berenices.

4.- VARIABLES CATACLISMICAS: Se caracterizan por explosiones que pueden ser causadas por fenómenos termonucleares en su superficie (estrellas Novas) o de su interior (Supernovas). También pueden ocasionarse por la caída de material rico en hidrógeno de un disco acreción sobre la superficie de una enana blanca. En muchos de los casos se trata de estrellas dobles muy cerradas cuyo carácter explosivo afecta a la evolución de ambos componentes del sistema. Se han descrito 14 subtipos. Además de las novas y supernovas (de diferentes clases), existen los subtipos representados por SS Cygni, SU Ursae Majoris y Z Camelopardalis.

5.- VARIABLES ECLIPSANTES: Tal como su nombre indica su variación de luz se debe a los eclipses entre las estrellas de un sistema binario. En su clasificación pueden utilizarse 3 criterios simultáneamente: A) Según la forma de su curva de luz, con 4 subtipos (por ejemplo, las Algolidas como Beta Persei y las de tipo Beta Lyrae) B) Según las características físicas de sus componentes, con 5 subtipos (según la tipología de sus componentes, enanas, gigantes, de la secuencia principal, según su tipo espectral, etc). C) Según el nivel de saturación de sus lóbulos de Roche, y, por ello, si ambas estrellas están o no en contacto entre sí (9 subtipos).

6.- FUENTES DE RAYOS X OPTICAMENTE VARIABLES: Son fuentes de rayos X, que presentan además variación de magnitud visual, en sistemas binarios en los que está presente una estrella de neutrones, enana blanca o posiblemente un agujero negro. Se entiende que esa emisión se debe a la caída de material desde el otro componente del sistema doble. Existen 10 subtipos, por ejemplo los representados por V1343 Aquilae, HZ Herculi y AM Herculi.

7.- OTRAS VARIABLES: Cajón de sastre donde se clasifican otras variables poco conocidas, dudosamente clasificadas o de características absolutamente distintas por su naturaleza extragaláctica, como el caso de los quasars variables (BL Lacertae, 3C 279 Vir, etc).

Para complicar esta clasificación existen muchas estrellas variables que fluctúan por varios motivos simultáneamente, por lo que el análisis de su curva de luz es especialmente complejo e interesante.

El diagrama de Hertzsprung-Russel.

El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.

Una de las complicaciones de realizar un diagrama H-R es que la cantidad del eje vertical, la magnitud absoluta, no es observable directamente. La cantidad observada es la magnitud aparente en alguna banda, y para obtener una magnitud absoluta se necesita una distancia. Las distancias en astronomía son notablemente difíciles de obtener. En el caso de estrellas individuales relativamente cercanas el único método disponible es la paralaje. Pero en el caso de estrellas que se encuentren a aproximadamente la misma distancia, como cúmulos globulares o cúmulos abiertos, al poner en el eje vertical la magnitud aparente, se encuentra un diagrama reconocible. De la comparación de ese diagrama con un diagrama teórico, se puede deducir la distancia de un cúmulo y su edad) y en el horizontal la temperatura superficial de la estrella en cuestión, medida en grados kelvin. Para la SEl diagrama original tiene en sus ejes cantidades observables: magnitud y color o tipo espectral. Sin embargo, las simulaciones de evolución de interiores estelares producen dos cantidades diferentes: luminosidad y temperatura. Un diagrama HR que tiene esas dos cantidades en sus ejes es a veces llamado diagrama H-R teórico. En apariencia es bastante similar al observacional, pero la relación exacta entre ellos depende de los detalles del modelo de atmósfera estelar usado, y no es trivial.

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrellay tipo espectral. Es un diagrama estadístico en el que las estrellas están clasificadas en base a la temperatura y a la luminosidad.