La vida de una estrella

Las estrellas, como casi cualquier entidad física, siguen un proceso de nacimiento, evolución y muerte. A diferencia de nosotros, la vida de una estrella se mide en miles de millones de años, pero esto no impide que podamos estudiar su evolución y podamos describir cómo nacen y cómo desaparecen. Nuestro Sol no es una excepción, y aunque nos parezca que siempre estará ahí, un día morirá después de haber destruido la Tierra y otros planetas.

Las estrellas nacen de la aglomeración

Las estrellas nacen en grandes nubes de gas interestelar desperdigadas por el espacio: las nebulosas. El modelo más simple de su nacimiento explica que en las nebulosas hay zonas que, al ser algo más densas que las otras (como los gránulos en una sopa), empiezan a atraer más y más gas por efecto de la gravedad. Ya sabes que la gravedad es más intensa cuanto mayor sea el cuerpo que la origina. A medida que estas zonas acumulan más y más gas, su tamaño aumenta y su gravedad también. La gravedad es la causa que las estrellas nazcan.

La estrella se enciende

El gránulo de gas inicial se denomina protoestrella y poco a poco va acumulando más gas a su alrededor. Esto hace que las partículas de gas choquen entre ellas, produciendo un aumento de la temperatura. Cuando se logra una cierta cantidad de gas y éste se ha calentado lo suficiente, la protoestrella se enciende, como una cerilla. Ha nacido una estrella. Pero el encendido de una estrella no es igual que el de las cerillas o los mecheros. En realidad es mucho más complejo. En las estrellas se producen reacciones nucleares, unas reacciones muy diferentes a aquellas que ocurren en las llamas habituales, donde el oxígeno reacciona con un combustible para producir calor y luz. La estrella es una enorme masa de gas, casi toda formada de hidrógeno, aunque contiene también una mezcla de otros elementos en menor proporción. Los átomos de hidrógeno, cuando se encuentran en altas densidades y a altas temperaturas, como las que hay en el interior de una protoestrella, pueden fusionarse de manera espontánea y formar helio. Esta reacción va acompañada de la liberación de muchísima energía. Cuando esto sucede, la estrella "se enciende" e inicia su vida, liberando energía en forma de calor y luz, y consumiendo hidrógeno para transformarlo en helio.

Una vida corta y brillante o una vida larga y discreta

La vida de una estrella depende de la cantidad de combustible que tenga y del ritmo al cual lo consuma. Una estrella muy grande, como una gigante azul, tiene mucho hidrógeno para quemar. Pero lo hace a tal velocidad que su vida es corta, mucho más corta que la de estrellas más pequeñas como el Sol. En menos de unos pocos centenares de millones de años un gigante azul puede consumir todo su hidrógeno, mientras que las estrellas más modestas pueden respirar tranquilas durante 5.000 millones de años.

Una juventud tranquila

Mientras la estrella tenga combustible en forma de hidrógeno, no sufrirá ningún síntoma de envejecimiento, no se alterará. Se encontrará en una situación de equilibrio, una lucha entre la gravedad y el calor. La gravedad es una fuerza que hace que las cosas se aglomeren. El calor, en cambio, hace que las partículas se separen. La gravedad en las estrellas es inmensa (sólo hace falta pensar que el Sol, que es de un tamaño normalito, es 332.946 veces más masivo que la Tierra) y atrae la masa estelar hacia su centro con gran intensidad.
En cambio, el calor producido por las reacciones nucleares empuja la masa hacia fuera, evitando que la estrella se colapse.
El equilibrio interno entre gravedad empujando hacia adentro y calor empujando hacia afuera dura la mayor parte de la vida de una estrella. Tras más de 4500 millones de años que ya lleva en marcha, nuestro Sol continuará otros 4500 millones de años más fusionando hidrógeno con tranquilidad.
La energía de la fusión de la estrella no solamente produce calor y luz. También expulsa una pequeña parte de la materia de la estrella hacia el espacio a gran velocidad: es el viento estelar. El viento estelar producido por nuestra estrella, el Sol, afecta a nuestros satélites artificiales, y también tendría consecuencias sobre la vida en la Tierra si no tuviéramos un campo magnético que desvía la mayor parte.

Una madurez relajada

Llega un momento en que el hidrógeno se acaba. A medida que el cometa acumula helio procedente de la fusión del hidrógeno, más difícil resulta esta reacción. En este punto, la fusión de hidrógeno es tan baja que no sirve para frenar la gravedad. La estrella se contrae y se calienta todavía más. En estas condiciones el helio puede empezar a fusionarse, igual que lo hacía el hidrógeno, en un proceso complejo que acaba dando berilio. Estas reacciones hacen que el núcleo de la estrella esté mucho más caliente que en la fase anterior, llegando a los 100 millones de grados Kelvin. Esto hace que la estrella empiece a crecer hasta unas 100 veces su tamaño normal: el calor de su núcleo empuja con más fuerza las capas externas. El resultado es una gigante roja o una supergigante roja, según la masa original de la estrella. Es decir, una estrella más caliente en su núcleo, más fría en su superficie, más grande y menos densa, de un color rojizo. Cuando el Sol entre en esta fase, se hinchará hasta tragarse Mercurio, Venus y la Tierra. La vida en nuestro planeta, si es que no lo ha hecho antes, desaparecerá. Afortunadamente, todavía quedan 4500 millones de años.

Una vejez explosiva

Dependiendo de la masa inicial de la estrella, su final será uno u otro. Una estrella que sea más pequeña que el triple del tamaño del Sol, evolucionará a su fase de gigante roja hasta agotar nuevamente todo el helio de su núcleo. Continuará entonces fusionando el helio en sus capas externas y se irá haciendo más y más inestable. Se expandirá y se contraerá repetidamente, puesto que los ritmos de producción de energía son más inestables que en las fases anteriores. Lanzará chorros de gas interno, se contraerá y volverá a calentarse. El final de la estrella está próximo. En estos ciclos de colapso y expansión, se liberará de las capas externas de material. Así, creará lo que denominamos nebulosas planetarias, que acumulan material para futuros nacimientos de estrellas. Quedará en el centro una estrella muy pequeña y densa, denominada enana blanca. Una enana blanca es casi todo carbono y es prácticamente inactiva. Solamente una parte de aquello que fue una estrella brillante y activa.

Cuando la estrella es grande, su final es todavía más espectacular. Su núcleo se compacta a temperaturas tan altas que no solamente el helio y el berilio se fusionan para producir carbono, sino que todos los elementos empiezan a fusionarse en cadenas muy complejas de fusión, hasta llegar al hierro. El hierro es el final de la cadena de elementos que se fusionan de forma espontánea. Cuando se llega a este elemento, en la estrella no hay nada que pueda sostenerla. Las capas externas caen hacia el núcleo de la estrella, colapsándose de forma dramática. Después, en un efecto de rebote, explotan hacia el exterior en uno de los fenómenos más espectaculares del Cosmos: una supernova. Las supernovas son las explosiones más impresionantes que podemos ver; pueden brillar durante unos segundos tanto como toda una galaxia entera. La energía que liberan es tan grande que la materia puede fusionarse en elementos más complejos a la vez que se dispersa por el Universo. Sin las supernovas, no tendríamos ni oro, ni uranio, ni ninguno de los elementos más pesados que el hierro. Las supernovas son el origen de la riqueza de elementos que tiene la naturaleza, muchos de ellos importantes para la vida.

Un cadáver en el espacio

Las estrellas de masa pequeña acaban dejando un residuo frío y denso, que denominamos enana blanca. Algunas de las estrellas de masa más grande también dejan, después de una explosión espectacular, una enana blanca. Pero algunas dejan unos restos más interesantes: las estrellas de neutrones. Son estrellas de unos 10 kilómetros de diámetro, pero extremadamente densas, que giran a una velocidad enorme. Las estrellas de neutrones son unos de los objetos astronómicos de mayor interés y merecen un artículo propio. Las más grandes se convierten en algo que no es ni una enana blanca, ni una estrella de neutrones. Sino uno de los objetos más exóticos del Universo: los agujeros negros.

http://www.portaleureka.com/accesible/astronomia/89-astronomia/298-vida-estrellas

Evolución de las estrellas

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.

Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.

Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.

http://www.astromia.com/universo/evolestrellas.htm

Estrellas, Imagen y descripción

Alcor: Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma, junto con Mizar, un sistema doble visible a simple vista.

Aldebarán: Estrella a de la constelación de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una de las más brillantes del cielo. También conocida como ojo o corazón del Toro, se encuentra a 53 años luz de la Tierra y tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.

Algol: Estrella b de la constelación de Perseo. Con un período de rotación de 69 horas, es un sistema doble que ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante, es decir, sus variaciones periódicas de luminosidad se deben a la interposición mutua de sus componentes.

Arturo: Estrella a de Boyero, situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y magnitud visual 0,2, tiene un diámetro 22 veces superior al del Sol.

Betelgeuse:Estrella a de la constelación de Orión, la más brillante y roja, cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9. Se trata de una variable semirregular, con un período de 2,07 días.

Cabra: Estrella más brillante de la constelación del Cochero, del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su luminosidad aparente de 0,2.

Cabrillas: Estrellas visibles del grupo de las Pléyades.

Canícula.: Estrella más brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.

Capella o Capela: Estrella principal de la constelación del Cochero, de magnitud 1.

Cástor: Estrella a de la constelación de Géminis. Es una estrella doble, con un período de 350 años, y sus componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.

Deneb: Estrella a de la constelación del Cisne. Es una supergigante, de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la Tierra.

Denébola: Segunda estrella más importante (b) de la constelación de Leo, de magnitud 2.

Espiga: Estrella principal de la constelación de Virgo. Se trata de un sistema doble con un periodo de 4 días. Situada a unos 160 a.l. de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral B2.

Estrella Polar: Estrella situada a menos de 1° del polo celeste boreal y que constituye una referencia útil para localizar la dirección del norte. En la actualidad es una estrella de magnitud 2 situada en la constelación de la Osa Menor. Sin embargo, a causa de la precesión, hacia el año 13.000 esta posición estará ocupada por la estrella Vega.

Formalhaut: Estrella principal de la constelación del Pez Austral. Situada a 23 a.l., tiene una magnitud de 1,3 y pertenece a la clase espectral A3. Es visible desde el hemisferio norte en otoño.

Lince o Lynx: (Alpha Lyncis) Estrella de tercera magnitud, la más brillante de la constelación del mismo nombre, situada en el hemisferio norte, entre las del Cochero y la Osa Mayor, al sur de la Jirafa y al norte de Cáncer
Markab: Estrella a de la constelación de Perseo, perteneciente al tipo espectral A y cuya magnitud tiene un valor de 2,6.

Menkar: Estrella a de la constelación de la Ballena, que tiene una magnitud 2 y forma una figura triangular con Aldebarán y Rigel.

Mira Ceti: Estrella de tipo espectral M, perteneciente a la constelación de la Ballena. Constituye el prototipo de las estrellas variables de largo período, con amplitudes y períodos irregulares.

Mirach o Mirak: Estrella de tipo espectral M y de magnitud 2,4, perteneciente a la constelación de Andrómeda.

Mirfak: Estrella a de la constelación de Perseo. Pertenece a la clase espectral F y tiene una magnitud de 1,9.

Mizar: Estrella doble zeta de la Osa Mayor, que junto con Alcor forma una pareja visible a simple vista. Pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 2,4. Está formada por dos componentes desiguales con una separación de 14,5°. En la imagen es la más grande, y la otra es Alcor.

Perla: Estrella a de la constelación de la Corona Boreal, situada a 72 años luz de la Tierra. Posee una compañera que gira a su alrededor con un período de 17,4 días.

Pollux o Pólux: Estrella perteneciente a la constelación de Géminis, situada a 35 años luz, con una magnitud de 1,2 y una luminosidad unas 34 veces mayor que la del Sol.

Proción: Estrella a de la constelación del Can Menor, situada a 11 años luz de la Tierra y perteneciente al tipo espectral F. Con una magnitud de 0,5, presenta un movimiento propio notable (1,25" por año) y forma un sistema binario con una compañera de magnitud 13,5.

Régulo: Estrella a de la constelación de Leo, situada a 67 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,3 y pertenece al tipo espectral B.

Rigel: Estrella b de la constelación de Orión, situada a 540 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,34 y pertenece al tipo espectral B.

RR Lira: Estrella variable, prototipo de la clase de estrellas cefeidas pulsantes.

Rukbah: Estrella de magnitud 2,8 perteneciente a la constelación de Casiopea.

Scheat: Estrella b de la constelación de Pegaso, de magnitud 2,6 y perteneciente al tipo espectral M.

Schédir, Shédar o Shédir.: Estrella a de la constelación de Casiopea. Es una variable perteneciente al tipo espectral K, cuya magnitud oscila entre 2,1 y 2,6.

Sirio: Estrella a del Can Mayor, la más brillante del cielo (magnitud 1,58). Pertenece al tipo espectral A y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca (Sirio B), de período 50 años.


Sirrah: Estrella a de la constelación de Andrómeda, de magnitud 2,2 y perteneciente al tipo espectral A.

Tolimán: Estrella a de la constelación de Centauro. Se trata de un sistema doble, en que una de las componentes es muy semejante al Sol.

Trapecio: Estrella q múltiple de la constelación de Orión, cuyas cuatro componentes principales tienen magnitudes 6, 7, 7 y 7,5, inmersa en la Gran Nebulosa de Orión (M 42).

Vega: Estrella a de la constelación de la Lira, la más brillante del cielo boreal. Situada a 26 años luz de la Tierra, pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 0,14. Fue estrella polar hace 14.000 años y lo será nuevamente dentro de 12.000.

http://www.astromia.com/universo/estrellavisible.htm

Clasificación de las estrellas

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

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.

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.

Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:

- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

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Tipos de nebulosas

Uno de los aspectos más notables de las nebulosas es su variedad de formas y estructuras. Ya que gracias a los avaces tecnológicos, ahora los grandes telescopios y el uso de ordenadores nos permiten ver fotos digitales detalladas, que con los programas informáticos adecuados, las nebulosas se colorean y tienen como resultado imágenes espectaculares.
Nebulosas planetarias: Este nombre se debe al astrónomo William Herschel quien en el siglo XVIII y llevado por la apariencia a menudo circular de estas nebulosas las relacionó con los discos planetarios. El nombre aunque pueda llevar equivocaciones, aún se sigue conservando.
Las nebulosas planetarias se producen cuando una estrella gigante roja que ha agotado ya todo su hidrógeno expulsa sus capas interiores y se puede apreciar una envoltura de gas que se va expandiendo poco a poco.
Se dan en el caso de estrellas de tamaño medio, con una masa entre una y ocho masas solares, y el objeto termina por convertirse en una estrella enana blanca. Esta antes de convertirse en una enana blanca, la estrella gigante roja pasa por etapas de inestabilidad en las que expulsa cantidades apreciables de masa a velocidades de unos veinte kilómetros por segundo.
Una vez expulsado, el gas de la nebulosa planetaria se expande y empieza a difundirse, siendo detectable durante unos treinta mil años, antes de que la envoltura gaseosa se haya expandido tanto que su material sea demasiado tenua para poder verse. En el centro de estas nebulosas puede observarse la estrella enana blanca, que es lo que resulto de la estrella originaria.
El destino de nuestro Sol es convertirse en una nebulosa planetaria, y terminar sus días como una enana blanca.Dentro de aproximadamente cinco mil millones de años el Sol agotará su reserva de hidrógeno y se convertirá en una estrella gigante roja, expandiéndose más allá de la órbita de la Tierra. Algunos cientos de millones años después arrojará cerca de la mitad de su masa, y desde sistemas estelares lejanos podrá observarse una magnífica nebulosa planetaria en lo que antes era nuestro sistema solar. 

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Objetos Herbig-Haro: son nebulosas en emisión bipolares, esto es, material interestelar (primordialmente gas, y en muchísima menor cantidad, polvo) que vemos brillando, emitiendo luz, y con cierta simetría (por lo general se ven dos lóbulos con un centro no siempre visible). Fueron descubiertos independientemente por Guillermo Haro y George Herbig hacia 1950 en las vecindades de regiones de formación estelar [Guillermo Haro fue un astrónomo autodidacta (cualidad envidiable) mexicano, padre y gran impulsor de la astronomía mexicana moderna (y esposo de Elena Poniatowska); respecto a los objetos, él los descubrió en Tonanzintla, Puebla, donde todavía se encuentra el telescopio Schmidt que utilizó.]. No fue sino hasta la década de los 80s (del siglo pasado) cuando la naturaleza de los objetos HH se fue desvelando: son producto de choques supersónicos entre el gas eyectado a gran rapidez por el sistema estrella joven + disco de acreción y el material interestelar circundante, que se encuentra básicamente en reposo, o del mismo gas previamente eyectado. El choque provoca que el gas en reposo sea calentado e ionizado, y la emisión se produce cuando los electrones se recombinan [un átomo es ionizado cuando pierde electrones; y la recombinación de electrones significa que los electrones libres se unen a los iones (átomos ionizados) para formar átomos con menos falta de electrones y eventualmente neutros] en las zonas de enfriamiento de los choques. Pero éste es sólo un aspecto de los objetos HH: comprenden varios tamaños que han podido ser observados con el mejoramiento en las resoluciones de los telescopios. En la imagen anterior, la separación entre HH1 y HH2 (cada lóbulo) es de aproximadamente 60,000 Unidades Astronómicas [Una Unidad Astronómica, UA, es la distancia media entre el Sol y la Tierra, o sea 149,598,000Km. Así que, haciendo cuentas, 1UA es 160,340 veces la distancia que hay entre Monterrey y México, y por tanto, la separación entre HH1 y HH2 es casi veces la que hay entre Monterrey y México. Y viajando por Mexicana, recorrer esa distancia nos llevaría casi 2 millones de años... aunque a la luz sólo le tomaría como 1 año.].

El sistema estrella joven+disco de acreción, por algún mecanismo todavía desconocido en su totalidad, expulsa gas por los polos de la estrella. Esta eyección no es única, sino periódica; mantener las nebulosas emitiendo requiere ionización sostenida. Por otro lado, no todas las eyecciones son lanzadas a la misma rapidez, y no todas mantienen una misma rapidez en su viaje; así que entre esas grandes nebulosidades hay más choques, perlitas de choques que también emiten fotones, y un buen ejemplo es el objeto HH30.

El disco de acreción se observa de canto (de tamaño similar al de nuestro propio sistema solar), y por tanto la estrella central jovencísima y el propio disco se encuentran ocultos (no visibles); el polvo en el disco dispersa la radiación de la estrella y por lo tanto vemos esos dos tazones (uno más brillante que el otro). Las flechas indican esas perlitas de material eyectado a tiempos diferentes, de forma colimada, que se van alejando del sistema estrella+disco, su punto de formación y motor inequívoco.


http://astronoma.wordpress.com/2009/01/05/objetos-herbig-haro

¿Qué son las nebulosas?

Las nebulosas son estructuras de gas y polvo interestelar. Según sean más o menos densas, son visibles, o no, desde la Tierra.

Las nebulosas se puede encontrar en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas.

Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía Láctea. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar en dos grandes grupos:

1.- Asociadas a estrellas evolucionadas, como las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas.

2.- Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación, como los objetos Herbig-Haro y las nubes moleculares.

Clasificación de las nebulosas según su luz

Si se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en:

Las nebulosas de emisión, cuya radiación proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes. Algunos de los objetos más sorprendentes del cielo, como la nebulosa de Orión, son nebulosas de este tipo.

Las nebulosas de reflexión reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanías. Las Pléyades de Tauro son un ejemplo de estrellas brillantes en una nebulosa de reflexión.

Las nebulosas oscuras son nubes poco o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razón por la que no emiten luz por sí mismas es que las estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube. Una de las más famosas es la nebulosa de la Cabeza de Caballo, en Orión. Toda la franja oscura que se observa en el cielo cuando miramos el disco de nuestra galaxia es una sucesión de nebulosas oscuras.

http://www.astromia.com/universo/nebulosas.html

¿Qué son 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.

http://www.astromia.com/universo/lasestrellas.htm