El Universo es  inmenso y misterioso. tiene más de 100.000 millones de años luz de diámetro, Donde las protagonistas principales son  las estrellas. 

El Sol es solo una más de las 400.000 millones de estrellas de la Vía Láctea. Y si tenemos en cuenta que nuestra galaxia es solo una más de, seguramente, 2 millones de millones de galaxias, estamos ante un número infinito de estrellas en el Universo 

La Vía Láctea nuestra galaxia

Las estrellas son cuerpos celestes de gran tamaño compuestas principalmente de hidrógeno y helio con unas temperaturas suficientemente altas como para que en su interior tengan lugar reacciones de fusión nuclear, que hacen que brillen con luz propia. 

LAS PLEYADES UNAS ESTRELLAS JOVENES

La gran nebulosa de Orión se puede encontrar a simple vista cerca del cinturón fácilmente identificable de tres estrellas de la popular constelación de Orión. 

Estrellas nacen en la constelación de Orión

La  nebulosa de Orión, una inmensa región donde nacen estrellas. En este lugar los filamentos de polvo oscuro y el gas brillante rodean estrellas jóvenes y calientes en el borde de una inmenso nube molecular interestelar que está a tan sólo 1.500 años luz de distancia. 

En la nebulosa de Orión vemos mucho gas hidrógeno, estrellas jóvenes y calientes, discos protoplanetarios y chorros estelares que expulsan material a altas velocidades. La nebulosa de Orión, también conocida como M 42, abarca unos 40 años luz y se encuentra en el mismo brazo espiral de la galaxia que el Sol. 

El sol es nuestra estrella

ANTES DE VER LAS REACCIONES FUSION EN EL SOL REPASEMOS LOS ISOTOPOS DEL HIDROGENO 

Los Isótopos son átomos de un mismo elemento (igual número de protones) que varían en el número de neutrones.
Los Isótopos son entonces el conjunto de átomos con igual número atómico (Z) pero diferente número másico (A).

Isótopos del Hidrógeno:
El elemento Hidrógeno Z=1 (un protón) posee tres isótopos ya que varía el número de neutrones:

• Protio Z=1 y A=1 (0 neutrones)

• Deuterio Z=1 y A=2 (1 neutrón)

• Tritio Z=1 y A=3 (2 neutrones)

En el Sol se fusiona Hidrogeno en Helio según la siguiente expresión de fusión nuclear 

El sol es un ejemplo de fusión nuclear. La luz y el calor solar que percibimos es el resultado de la fusión de núcleos de hidrógeno debido a la alta presión y temperatura en el interior.

La energía liberada por el Sol llega a la Tierra en forma de radiación electromagnética. En el interior del Sol, la temperatura es muy grande

MANCHAS SOLARES

MANCHAS SOLARES

EXISTEN TRES FORMAS EN QUE UNA ESTRELLA PUEDE DECAER, esto depende de la masa inicial de la estrella

La fusión del hidrógeno no puede continuar indefinidamente: en el Sol o en cualquier otra estrella hay una cantidad limitada de hidrógeno combustible en su caliente interior.

El destino de una estrella, el final de su ciclo vital depende mucho de su masa inicial.

Si una estrella, después de haber perdido en el espacio una cantidad determinada de su masa, conserva de dos a tres veces la masa del Sol, finaliza su ciclo vital de un modo impresionantemente distinto al del Sol. Pero el destino del Sol ya es de por sí espectacular. 

1.- Una estrella no muy grande como nuestro sol decae como ENANA BLANCA

Las enanas blancas son estrellas muy pequeñas y calientes, de masas comparables a la del Sol. Típicamente su radio es del orden de una centésima parte del radio solar, su temperatura unos 10 000 K (por lo que se ven de color blanco) y su masa la mitad del Sol. Son difíciles de observar. Las enanas blancas es la fase última de una estrella similar al Sol. Algún día, al agotar toda su Hidrogeno y Helio (energía nuclear), el Sol comenzará a colapsarse y brillará solo por la energía que genere al contraerse (a diferencia de su estado actual, en que brilla por la energía nuclear liberada en su centro). Conforme se contraiga, su brillo irá decreciendo. El destino de una enana blanca, pues, es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. A tales densidades se producen efectos físicos muy complejos que no podemos reproducir en nuestros laboratorios, lo que convierte las enanas blancas en objetos de estudio muy interesantes. La única forma que tiene una enana blanca de escapar a su destino consiste en incorporar materia nueva por acreción (procedente, por ejemplo, de una estrella compañera). Si ello ocurre, la enana blanca puede llegar a sufrir una explosión de nova, o incluso de supernova, lo que la destruirá por completo. 

En la imagen anterior vemos a la Nebulosa planetaria M27 o nebulosa Haltera. La pequeña estrella central es una enana blanca cuyo radio se estima en 0.055 radios solares aproximadamente. Esto la convierte en la enana blanca más grande conocida.  

2.- Una estrella con una masa superior a nuestro sol decae como Pulsar o estrella de Neutrones

En astronomía, un pulsar o púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación pulsante periódica. Los pulsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el período de rotación del objeto. Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo. Un punto de su superficie puede estar moviéndose alrededor del centro a velocidades de hasta 70.000 km/s.

De hecho, las estrellas de neutrones que giran muy rápidamente se achatan en los polos, a pesar de su enorme gravedad, debido a esta velocidad vertiginosa.

En la imagen anterior vemos a la Nebulosa del Cangrejo M1, NGC 1952 

Por razones no muy bien comprendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no coinciden con el eje de giro. El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que giran con la estrella.
Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un "chorro" de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, pero deja de apuntarnos en una milésima de segundo según la estrella gira, para aparecer de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra.

Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un período muy exacto, repetidos una y otra y otra vez (lo que se conoce como "efecto faro") cada vez que el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso este tipo de estrellas de neutrones "pulsantes" se denominan púlsares (del inglés Pulsating star, "estrella pulsante"). Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarlas y analizar su velocidad de giro. La pulsación de estos objetos lógicamente disminuye a la vez que lo hace su rotación.

El siguiente diagrama esquemático de un púlsar muestra las líneas de campo magnético en blanco, el eje de giro en verde y los dos "chorros de radiación" de los polos en azul. 

3.- Una estrella de una masa muy grande como nuestro sol decae como Agujero negro

Un agujero negro es un objeto astronómico con una fuerza gravitatoria tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él. La "superficie" de un agujero negro, denominada horizonte de eventos, define el límite donde la velocidad requerida para evadirlo excede la velocidad de la luz, que es el límite de velocidad en el cosmos. La materia y la radiación son atrapadas y no pueden salir.
Se han estudiado extensivamente dos clases principales de agujeros negros. Los agujeros negros de masa estelar, de tres a docenas de veces la masa del Sol, se extienden por toda nuestra galaxia, la Vía Láctea, mientras que los monstruos supermasivos que pesan entre 100.000 a milles de millones de masas solares se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias grandes, incluida la nuestra.
Durante mucho tiempo los astrónomos han teorizado sobre la existencia de una tercera clase denominada agujeros negros de masa intermedia, con un peso de entre 100 a más de 10.000 masas solares. Mientras un puñado de candidatos han sido identificados por evidencia indirecta, el ejemplo más concreto hasta la fecha se observó el 21 de mayo de 2019, cuando el Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferómetro Láser (LIGO por sus siglas en inglés) de la Fundación Nacional de la Ciencia de EE.UU., ubicado en Livingston, Luisiana y Hanford, Washington, detectó las ondas gravitacionales de una fusión entre dos agujeros negros de masa estelar. Este evento, denominado GW190521, creó un agujero negro que pesaba 142 soles.
Un agujero negro de masa estelar se forma cuando una estrella de más de 20 masas solares agota el combustible en su núcleo y colapsa bajo su propio peso. El colapso desencadena la explosión de una supernova que expulsa las capas exteriores de la estrella. Pero si el núcleo aplastado contiene más de tres veces la masa del Sol, ninguna fuerza podrá detener su colapso en un agujero negro. Se tiene poco conocimiento sobre el origen de los agujeros negros supermasivos, pero se sabe que existen desde los primeros días de vida de una galaxia.
Una vez formados, los agujeros negros crecen por la acumulación de la materia que atrapan, incluyendo el gas desprendido de estrellas vecinas e incluso otros agujeros negros.
En 2019, los astrónomos capturaron la primera imagen de un agujero negro utilizando el Telescopio de Horizonte de Eventos (EHT por sus siglas en inglés), en una colaboración internacional que conectó a ocho radiotelescopios terrestres bajo una sola antena del tamaño de la Tierra. En la imagen aparece como un círculo oscuro delimitado por un disco en órbita de materia caliente y brillante. El agujero negro supermasivo se encuentra en el corazón de una galaxia llamada M87, ubicada a unos 55 millones de años luz de distancia, y pesa más de 6 miles de millones de masas solares. Su horizonte de eventos se extiende tanto que podría abarcar buena parte de nuestro sistema solar más allá de los planetas. 

La primera imagen de un agujero negro se creó usando observaciones del centro de la galaxia M87 captadas por el Telescopio de Horizonte de Eventos. La imagen muestra un brillante anillo formado a medida que la luz se dobla por la intensa gravedad que ejerce el agujero negro de 6.500 millones de veces la masa del Sol. Créditos: Colaboración del Telescopio de Horizonte de Eventos

Gigante roja

Una gigante roja es una estrella gigante de masa baja o intermedia (menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En esa fase previa a la del gigante rojo, la estrella recibe el nombre de subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor mínimo crítico de la temperatura por debajo del cual ya no puede descender, lo que obliga a la estrella a aumentar su luminosidad y volumen a temperatura superficial (o sea, color) prácticamente constantes; la estrella se hincha hasta alcanzar un radio típico de unos 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante rojo.

BETELGEUSE UNA GIGANTE ROJA

Los cambios en la luminosidad de Betelgeuse han provocado especulación sobre su «inminente» muerte.

Muchos astrónomos alrededor del mundo, ya sea profesionales experimentados o amateurs, están observando los cielos esperando una «oportunidad única en la vida».

Sospechan que Betelgeuse, una de las estrellas más brillantes que se ven desde la Tierra, podría estar a punto de convertirse en supernova, mucho más pronto de lo esperado.

En lenguaje común y corriente: podría explotar pronto.

Aunque los astrónomos ya saben que Betelgeuse eventualmente explotará, hechos recientes han provocado mucha especulación.

¿No será supernova pronto?

Bueno, en los últimos meses los astrónomos han notado que Betelgeuse ha disminuido sustancialmente su luminosidad.

Investigadores de la Universidad de Villanova en Estados Unidos señalaron en diciembre que la estrella había alcanzado su nivel de menor brillo en 50 años de observaciones.

La acentuada pérdida de luminosidad condujo a especulación de que la gigante roja puede estar a punto de explotar.

Algunos científicos tienen la teoría de que una pérdida drástica de luminosidad puede ser un indicio de que una estrella está a punto de morir.

«A medida que las estrellas masivas se acercan al final de sus vidas, experimentan una pérdida insana y violenta de masa», escribió en Twitter Saragina Nance, astrónoma de la Universidad de California que estudia a Betelgeuse.

«En teoría, todo el polvo expulsado podría cubrir y oscurecer a la estrella casi moribunda , provocando que desaparezca de nuestra perspectiva justo antes de convertirse en supernova».

Sin embargo, los científicos también saben bien que Betelgeuse es una estrella variable.

RIGEL GIGANTE AZUL

Características físicas

Las gigantes azules son estrellas  muy luminosas, que alcanzan magnitudes absolutas de -5, -6 e incluso mayores. Dada su elevada temperatura superficial -incluso de más de 50.000 K-, buena parte de su radiación se emite en la región del ultravioleta del espectro electromagnético y brillan con un color blanco-azulado. Se encuentran en una fase evolutiva de corta duración, habiendo finalizado la fusión del hidrógeno, y yendo hacia una etapa de expansión y enfriamiento que les llevará a convertirse en gigantes rojas. Son estrellas masivas de vida muy corta -del orden de decenas o cientos de millones de años-, y la teoría actual de la evolución estelar predice que en su mayor parte finalizarán su vida como supernovas.

Dada su corta vida comparada con estrellas de menor masa como el Sol, a menudo se las encuentra cerca de nebulosas brillantes y/o formando parte de asociaciones estelares o cúmulos abiertos jóvenes.

Las gigantes azules no deben ser confundidas con las supergigantes azules, como Rigel , ni con las estrellas azules de secuencia principal, como Régulo A (α Leonis).

Supernovas 

Una supernova es la explosión de una estrella. En estrellas masivas que al final de su vida terminan expulsando todo el material que estaba en su interior por medio de una onda choque 

Las supernovas son eventos raros porque la mayoría de las estrellas que hay en el universo, prácticamente el 90% de ellas, son de baja masa. 

Anímate y Responde

Del video de Carl Sagan Cosmos 9, la vida de las estrellas

• Indique la diferencia entre la galaxia y Sistema Solar
• Cuantas estrellas hay en la Vía Láctea
• ¿Qué experiencias se usan corrientemente para estudiar el átomo?
• ¿Qué características tiene el átomo? ( Puede usar para definir el átomo el Modelo Atómico de Rutherford y el  de Bohr
• ¿De qué forma puede escribir números muy grandes?

• Donde se forman los átomos en la Naturaleza
• Indique las característica del Hidrogeno y del Helio
  
• ¿Qué Tipo reacción Nuclear existe en Una estrella?
• Indique las Características de las Estrellas Pleyades
• Indique las Características de la Nebulosa de orión
• ¿Qué son las manchas solares?, ¿Qué es el viento solar?
• ¿Es el sol un reactor de FUSION NUCLEAR?
• De que forman finalizan su ciclo las estrellas (son tres formas básicas)
• ¿Qué es una gigante roja? y ¿Qué es una supernova?
• ¿Qué sucedió en la nebulosa de Lira?, ¿Qué es enana blanca?
• ¿Dónde se sintetizaron los átomos conocidos?
• ¿Cómo puede medir la radiación estelar?,
• ¿Cuáles son las consecuencias de los rayos cósmicos?, ¿Qué son las Mutaciones?
• ¿Qué sucedió en la nebulosa del cangrejo?, ¿Qué es un pulsar?
• ¿Qué un agujero negro, pozo negro?
• ¿Cómo se puede explicar la existencia de un agujero según Einstein?, Espacio-tiempo

•  Indique Las características de Betelgeuse y de Rigel

• ¿Qué son los túneles de gravedad?