NM4 LAS ESTRELLAS.

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1 NM4 LAS ESTRELLAS

2 E S T R E L L A S Cuerpos celestes compuestos de PLASMA que emiten radiación electromagnética , en especial luz y calor , como resultado de las reacciones nucleares que se producen en ellas Compuestas principalmente por Hidrógeno y Helio. Las vemos durante la noche como puntos luminosos parpadeantes, debido a que se encuentran a enormes distancias de nuestro planeta. NM4

3 ESTRELLAS: PROPIEDADES
Brillo: Cantidad de luz que recibimos desde la Tierra. Depende de: LUMINOSIDAD y DISTANCIA a la Tierra Color: Se relaciona con la temperatura : puede oscilar entre 2.500ºC y ºC. Pueden ser: rojas, anaranjadas, amarillas, blancas y AZULES. Tamaño: En comparación con el tamaño del Sol = 1,39 x 106 Km de Diámetro. NM4

4 CLASIFICACIÓN ESTRELLAS: BRILLO
MAGNITUD DE UNA ESTRELLA: Es la medida de su BRILLO A MAYOR MAGNITUD MENOR BRILLO A MENOR MAGNITUD MAYOR BRILLO CUERPO CELESTE MAGNITUD SOL -26,8 LUNA LLENA -12,5 VENUS -4,4 ALFA CENTAURO 0,0 BETELGEUSE 0,8 ESTRELLA POLAR 2,5 LÍMITE A SIMPLE VISTA: MAGNITUD 6,0 NM4

5 CLASIFICACIÓN ESTRELLAS: COLOR
NM4

6 CLASIFICACIÓN ESTRELLAS: COLOR ESTRELLAS MÁS CALIENTES
ROJAS ESTRELLAS MÁS FRÍAS AZUL VIOLETA ESTRELLAS MÁS CALIENTES AMARILLA EL SOL NM4

7 CLASIFICACIÓN ESTRELLAS: TAMAÑO TAMAÑO RESPECTO DEL SOL
TIPOS TAMAÑO RESPECTO DEL SOL SUPERGIGANTES 130 A 400 VECES GIGANTES BRILLANTES MÁS 60 Y MENOS DE 130 VECES GIGANTES 16 A 60 VECES MEDIANAS SIMILAR ENANAS MENOR NM4

8 EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS
Explicar que la nube de gas y polvo (sobre todo hidrógeno) gira y colapsa por atracción gravitatoria hasta formar pequeñas acumulaciones de materia. A su vez, las acumulaciones colapsan gravitacionalmente hasta que, debido a reacciones nucleares, nace la estrella y comienza a brillar. Todo el material que resta forma planetas, asteroides, entre otros. Este proceso dura cientos de millones de años. NM4

9 Nebulosas EVOLUCIÓN ESTRELLAS: NACIMIENTO NACIMIENTO DE UNA ESTRELLA
GRANDES NUBES DE PARTÍCULAS DE POLVO Y GAS HIDROGENO. Nebulosas NM4

10 EVOLUCIÓN ESTRELLAS: NACIMIENTO
La gravedad condensa la nebulosa formando glóbulos, que pierden tamaño y giran hasta romperse en muchos glóbulos menores. PROTOESTRELLA - Grandes inestabilidades en su estructura interna: acaban cuando la Tº de su núcleo alcanza los 10 millones de grados Se inicia transmutación de H en He , generando energía desde su núcleo y emitiéndola en pequeña cantidad. NM4

11 EVOLUCIÓN ESTRELLAS: NACIMIENTO
..ya es una estrella NM4

12 EVOLUCION DE UNA ESTRELLA
Comienza su ciclo como una estrella relativamente fría. Se inician reacciones nucleares: El H se va transformando en He, liberando enormes cantidades de energía. NM4

13 EVOLUCION DE UNA ESTRELLA
NB6

14 EVOLUCIÓN ESTRELLAS: ESTADO FINAL
DEPENDE DE LA MASA ORIGINAL DE LA ESTRELLA: ENANA BLANCA MASA  MASA DEL SOL GIGANTE ROJA SUPER-GIGANTE ROJA SUPERNOVA MASA  MASA DEL SOL NB6

15 EVOLUCIÓN ESTRELLAS: GIGANTE ROJA
ETAPA EN LA EVOLUCIÓN DE UNA ESTRELLA DE MASA SIMILAR A LA MASA DEL SOL : Todo el H de su núcleo se ha fusionado en He. EJEMPLO: El Sol, dentro de unos 5 mil millones de años. TAMAÑO: Incluirá las órbitas de Mercurio y Venus. Dura unos mil millones de años y luego emite las capas más externas de su atmósfera dando origen a Nebulosas Planetarias: nubes brillantes de gas y polvo. NB6

16 EVOLUCIÓN ESTRELLAS: ENANA BLANCA
A PARTIR DE LA NEBULOSA ESTELAR, SURGIDA DE LA GIGANTE ROJA, EL NÚCLEO SIGUE CONTRAYÉNDOSE Y CALENTÁNDOSE HASTA UNOS ºC: SURGE LA ENANA BLANCA PRESENTAN ENORME DENSIDAD: MASA SIMILAR A LA DEL SOL EN VOLUMEN SIMILAR AL DE LA TIERRA PRÁCTICAMENTE NO PRESENTAN REACCIO-NES NUCLEARES: SU BRILLO VA DISMINUYENDO PARA LLEGAR AL FINAL DE SU VIDA EN VARIOS MILLONES DE AÑOS. NB6

17 EVOLUCIÓN ESTRELLAS: SUPERGIGANTE ROJA
ETAPA EN LA EVOLUCIÓN DE UNA ESTRELLA DE MASA SUPERIOR A LA DEL SOL: entre 9 y más de 30 veces la masa del Sol. TAMAÑO: Su diámetro puede llegar a ser 400 veces superior al diámetro del Sol. LUMINOSIDAD: 40 a 50 veces superior a la de una Gigante Roja. Elevadas tasas de pérdidas de masa: En su entorno existen grandes cantidades de material expulsado NB6

18 SUPERNOVA ESTRELLA DE NEUTRONES AGUJERO NEGRO
AL AGOTARSE EL COMBUSTIBLE NUCLEAR DE LA SUPERGIGANTE ROJA , SU NÚCLEO COLAPSA SOBRE SÍ MISMO GENERANDO UNA ENORME EXPLOSIÓN: Expulsa al espacio gran parte de su material. ESTRELLA DE NEUTRONES REMANENTE ESTELAR AGUJERO NEGRO NB6

19 ESTRELLAS DE NEUTRONES
Es el remanente de la Supernova: Constituida principalmente por NEUTRONES. DENSIDAD ENORME: Similar a la del núcleo atómico. MASA: Entre 1,35 y 2,1 masas solares. radio: Entre 10 y 20 km ETAPA FINAL DE LA VIDA DE UNA ESTRELLA MASIVA: Entre 9 y 30 veces la masa del Sol NB6

20 AGUJEROS NEGROS Región del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa extremadamente elevada: Genera un CAMPO GRAVITATORIO tan intenso que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de su atracción. Etapa final de estrellas muy masivas: Masa superior a 30 veces la masa del Sol NB6

21 NUESTRA ESTRELLA: EL SOL
estrella constituida por plasma. ES la fuente de luz y calor para nuestro planeta. contiene más del 99% de la materia QUE constituye el Sistema Solar. EJERCE FUERZA ATRACCIÓN GRAVITATORIA SOBRE LOS PLANETAS QUE LOS MANTIENE ORBITANDO EN TORNO A ÉL. presenta movimientos de rotación (rota sobre sí mismo) y de traslación (se mueve alrededor del centro de la galaxia). NB6

22 EL SOL EDAD ESTIMADA: 4.650 millones de años. FUTURO PREVISTO:
TIENE COMBUSTIBLE PARA OTROS MILLONES DE AÑOS. SE CONVERTIRÁ EN GIGANTE ROJA Y TERMINARÁ COMO ENANA BLANCA. NB6

23 EL SOL: DATOS BÁSICOS RADIO ECUATORIAL 695.000 Km PERÍODO DE ROTACIÓN
25 DÍAS EN EL ECUADOR 36 DÍAS EN LOS POLOS MASA VECES LA MASA DE LA TIERRA TEMPERATURA MEDIA EN LA SUPERFICIE 6.000ºC GRAVEDAD SUPERFICIAL 274 (m/s2) NB6

24 EL SOL: ESTRUCTURA El Sol puede dividirse en capas concén-tricas. Desde el interior: núcleo Zona Radiativa zona convectiva fotosfera cromosfera corona NB6

25 EL SOL: ESTRUCTURA NÚCLEO ZONA RADIATIVA ZONA CONVECTIVA
se produce la fusión nuclear: el generador de la energía del Sol. Ocupa unos kilómetros del radio solar. NÚCLEO lOs FOTONEs que transportan la energía intentan escapar al exterior: son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían. ZONA RADIATIVA columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender ZONA CONVECTIVA NB6

26 EL SOL: ESTRUCTURA FOTOSFERA SUPERFICIE DEL SOL: MIDE unos 300 Km.
DESDE ELLA SE IRRADIA luz y calor al espacio. En ELLa aparecen manchas oscuras y regiones brillantes alrededor de ESTAS, que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol. FOTOSFERA NB6

27 EL SOL: ESTRUCTURA CROMOSFERA CORONA
FORMADA POR GASES ENRARECIDOS; Es de color rojizo, de MUY BAJA densidad Y Tº altísima: ºc EN ELLA EXISTEN INTENSÍSIMOS CAMPOS MAGNÉTICOS ES TOTALMENTE VISIBLE DUrANTE LOS ECLIPSES. CROMOSFERA capa de gran extensión formada por gases enrarecidos y gigantes-cos campos magnéticos VARIABLES: Tº alta y bajísima densidad. visIBLE durante la fase de totalidad de un eclipse SolAR. CORONA NB6

28 EL SOL: COMPOSICIÓN COMPONENTES QUÍMICOS 91,2 71 7,8 27 0,078 1 0,043
ELEMENTO % EN ÁTOMOS % EN MASA HIDRÓGENO 91,2 71 HELIO 7,8 27 OXIGENO 0,078 1 CARBONO 0,043 0,4 NITRÓGENO 0,0088 0,01 Otros 0,87 0,59 NB6