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La tierra en el

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Evolución estelar

No todas las estrellas son iguales. ¿Conoces la relación entre el color, la termperatura de la superficie y el tamaño de las estrellas?

Las primeras estrellas

Nacer gigante y morir supernova

• Unos 200 millones de años después del Big Bang se encienden las primeras estrellas.
• Eran gigantescas y destinadas a morir de manera espectacular
• Despúes de consumir todo su H, consumían el He resultante. Después el C y así sucesivamente hasta llegar al Fe y Ni.
• La fusión deja de ser exotérmica y la estrella colapsa al no obtner energía para luchar contra la gravedad.
• El colapso de una estrella dura segundos y libera gran cantidad de energía
• Ha nacido una supernova

Etapas de evolución

Todas las estrellas pasan por 3 etapas

• PROTOESTRELLA: La estrella surge de concentración de materia a partir de una nebulosa (nube de gas y polvo)

• SECUENCIA PRINCIPAL: La estrella pasa el 90% de su vida en esta etapa. Fusiona H en su núcleo para dar He.

• POSTSECUENCIA PRINCIPAL: Las estrellas se expanden y pasan a ser gigantes rojas. A partir de aquí tienen tienen finales distintos dependiendo de su masa:

Su destino

Depende de la masa de la estrella

⭐ Estrellas pequeñas o como el Sol (hasta 8 veces la masa solar):

• Al final de su vida se hinchan como gigantes rojas.
• Expulsan sus capas externas → forman una nebulosa planetaria.
• El núcleo que queda se convierte en una enana blanca (muy pequeña pero muy densa).

💥 Estrellas muy masivas (más de 8-10 veces la masa solar)

• Siguen fusionando elementos hasta llegar al hierro.
• Colapsan y explotan en una supernova.
• El resto del núcleo puede acabar siendo:
• Una estrella de neutrones.
• O un agujero negro, si la estrella era aún más grande.

Temperatura y calor

Cuanto más caliente es una estrella, más azulada es su luz.Cuanto más fría es, más rojiza.

• 🔴 Rojas → más frías (~2.000–3.500 K). Ejemplo: Betelgeuse.

• 🟠 Naranjas → ~3.500–5.000 K. Ejemplo: Aldebarán.

• 🟡 Amarillas → ~5.000–6.000 K. Ejemplo: el Sol (≈ 5.778 K).

• ⚪ Blancas → ~7.500–10.000 K. Ejemplo: Vega.

• 🔵 Azules → >10.000 K (hasta 40.000 K o más). Ejemplo: Rigel.

Cita

Somos polvo de estrellas

Carl Sagan

El sistema solar

En las nebulosas, nubes de gas y polvo cósmico nacen las estrellas y sus sistemas planetarios

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La teoría nebular propone que

• Hace unos 4.600 millones de años, una gran nube de gas y polvo en el espacio comenzó a colapsar por gravedad.
• Al comprimirse se formó un disco giratorio.

• En el centro, la densidad y temperatura aumentaron → nació el Sol.

• En el disco que giraba a su alrededor:

• Partículas de polvo y gas se aglomeraron formando planetesimales.

• Estos planetesimales chocaron y se unieron → nacieron los planetas, satélites y otros cuerpos del Sistema Solar.

Tamaño relativo de los planetas

Tamaño relativo de los planetas

"La línea de nieve o hielo es la distancia del Sol a partir de la cual las moléculas de agua y otros compuestos volátiles pueden condensarse en forma de hielo, porque las temperaturas son lo suficientemente bajas. Dentro de esta línea los compuestos permanecen gaseosos, y más allá se forman los hielos, favoreciendo la formación de planetas gigantes."

+ Info

Clasificación de los planetas

• Planetas interiores rocosos: Mercurio, Venus, Tierra, Marte.
• Planetas exteriores:
• gaseosos: Júpiter, Saturno
• helados: Urano y Neptuno

La LUNA

Los planetas interiores no tienen satélites, salvo la Tierra

Hace 4500 ma un planeta del tamaño de Marte, Theia, colisionó contra la Tierra, formando la Luna

Gracias a la luna

existe la vida en la Tierra

• Estabiliza el eje de rotación, impide oscilaciones y por lo tanto, cambios en el clima y en las estaciones
• Proporcionó hierro al núcleo magnético que reforzó el campo magnético que nos protege del viento solar y las radiaciones

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Nebulosa

Una nebulosa es una nube de gas y polvo. Una sola nebulosa puede dar lugar a miles de estrellas. En esta etapa se forman los planetas en torno a ellas

El fin de una supernova

• Convertirse en estrella de neutrones
• Convertirse en agujero negro

Al morir las supernovas, esparcieron sus elementos pesados por el universo. De este modo, el gas primordial de hidrógeno y helio se mezcló con carbono, oxígeno, hierro y otros elementos recién forjados. Aunque gran parte del material colapsó en estrellas de neutrones o agujeros negros, aún quedaban enormes cantidades de hidrógeno y restos de supernova flotando en el espacio. Con el tiempo, esas nubes de gas y polvo dieron origen a nuevas generaciones de estrellas y sistemas planetarios. Así comenzó el gran ciclo de reciclaje cósmico que todavía continúa hoy.

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