Estrella - Wikipedia, la enciclopedia libre. Una estrella (del lat. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de la gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presi. Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra. Al finalizar su vida, una estrella tambi. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evoluci. Los restos del interior de la estrella portan la energ. Cuando se agota el combustible de hidr. La estrella entonces evoluciona hasta una forma degenerada, reciclando una porci. Cuando dos estrellas poseen una . Las estrellas pueden formar parte de estructuras unidas gravitacionalmente entre s. El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el d. Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al l. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximaci. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusi. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusi. Estas interacciones producen . En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna . El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidr. Su densidad aumenta progresivamente, siendo m. No tarda mucho en formarse un n. Una vez estabilizada la fusi. Cuando se agota el hidr. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotaci. Cantos de vida y esperanza Poema publicado el 10 de Noviembre de 2008 1. Yo soy aquel que ayer no m. El aspecto que presenta la Luna en el cielo cambia continuamente en un intervalo de 29,5 d EL ORIGEN DE LAS ESTRELLAS Introducci Las estrellas siempre han generado admiraci Poemas de Fernando Pessoa: Abdicaci. La angustia, la abyecta rabia, la desesperaci. 83 por FERNANDO MANUEL CONDE TABOADA el 14/09/2016 a las 18:31:20. Hola, soy Fer, empiezo en Santander el d DEFINICION: Una estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiaci Como ejemplo, la velocidad de rotaci. En el sistema solar unos 1. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que m. Tradicionalmente, en la V. Desde finales del siglo XX esa clasificaci. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposici. Una galaxia espiral t. EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS. Las estrellas se han ido formando continuamente en las galaxias desde la formaciEl cielo nocturno terrestre aparece homog. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco gal. Imagen: NASAUna estrella t. El manto transporta dicha energ. Pero en la corona, supone una excepci. Pero es una temperatura enga. En realidad esta capa es muy poco densa y est. Sus grandes velocidades les confieren a esas part. En algunas la zona radiante se situar. La estrella observada m. Ninguna de las soluciones conocidas en la . Asimismo, la contracci. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la d. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisi. Las reacciones de fisi. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusi. Las nebulosas circundantes tienen un di. Ocurre que el efecto t. Al haber tantas colisiones, estad. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusi. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 7. El 2 % restante lo forman elementos m. Estos porcentajes son en masa; en n. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la poblaci. Normalmente la metalicidad de una estrella va directamente relacionada con su edad: las de la poblaci. Sin embargo, las estrellas solo queman un 1. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayor. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convecci. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composici. Las magnitudes solares son usadas en astrof. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Aunque ya no se emplea, constituy. Existen dos tipos de clasificaci. Una medida simple de esta temperatura es el . Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente m. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, tambi. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una peque. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tama. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificaci. De este modo es posible estimar su tama. Tan solo un 1 % de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf- Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su peque. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sist. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias. Clasificaci. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sist. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas independientes son aquellas que no forman c. Sin embargo hay estrellas independientes que s. Por contra, se denominan estrellas . Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuraci. Gracias a ello tenemos el vital ox. El propio ser humano est. A& A 3. 27, 1. A& AS 9. 6, 2. Salvat Editores, 1. ISBN 8. 4- 3. 45- 8. Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1. 99. ISBN 8. 4- 2. 41- 2. Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1. ISBN 8. 4- 8. 65. WIDMANN, Walter y SCH. Barcelona: Ediciones Omega, 0. ISBN 8. 4- 2. 82- 0. ISBN 9. 78- 8. 4- 2. HERRMANN, Joachim. Barcelona: Naturart, 0. ISBN 8. 4- 8. 75. ISBN 9. 78- 8. 4- 8. NARLIKAR, Jayant. La estructura del universo. Madrid, Alianza Universidad, 1. ISBN 8. 4- 2. 06- 2. Pickover, Clifford. Oxford University Press, 2. ISBN 0- 1. 9- 5. 14. Prialnik, D.: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2. ISBN 0- 5. 21- 6. Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life . Yale University Press, 2. ISBN 0- 3. 00- 0.
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January 2017
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