3. Comparación entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35,500 K
4. La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 masas solares para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella estaría en torna a 60 o 100 masas solares.
5. Pilares de gas molecular en la nebulosa del águila. Algunas estrellas están aún formándose en su interior.
6. “ Estrella con 18 masas solares” - 10.000.000 10.000 Fe-Corteza 1 semana 50.000 3.400 S/Si 4 años 16.000 2.100 O 12 años 7.400 1.600 Ne 12.000 años 240 740 C 1 millón a. 1,1 190 He 10 millones a. 0,006 40 H Duración de la combustión Densidad (kg/cm 3 ) Temperatura en millones de Kelvin Material combustible
7. Betelgeuse 3,500-3,000 rojo M Arcturus 5,000-3,500 naranja K Sol 6,000-5,000 amarillo G Proción 7,500-6,000 blanco-amarillo F Vega 11,000-7,500 blanco A Spica 25,000-11,000 blanco-azul B I Cephei 40,000-25,000 azul O Ejemplo Temperatura (°C) Color Clasificación
8.
9. Metales y óxido de titanio 0,04 0,4 0,3 Rojo 1 700 - 3 200 °C M Metales y óxido de titanio 0,4 0,9 0,8 Amarillo anaranjado 3 200 - 4 600 °C K Calcio, helio, hidrógeno y metales 1,2 1,1 1,1 Amarillo (como el Sol) 4 600 - 5 700 °C G Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio 6 1,3 1,7 Blanco amarillento 5 700 - 7 100 °C F Hidrógeno 80 2,1 3,1 Blanco 7 100 - 9 600 °C A Helio, hidrógeno 20.000 7 18 Blanco azulado 9 600 - 28 000 °C B Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno 1.400.000 15 60 Azul 28 000 - 50 000 °C O Líneas de absorción Luminosidad Radio Masa Color Temperatura Clase
10. Espectro de las estrellas Espectro de las estrellas Espectro de las estrellas
11. Tiempo de Vida de una estrella El tiempo de vida = (masa / luminosidad) x 10 10 años, es simplemente [Masa de la estrella / (masa de la estrella) p ] x 10 10 años = [1/ (masa de la estrella) p-1 ] x 10 10 años. La masa de la estrella está expresada en masas solares. Algunos tiempos de vida representativos se muestran en la tabla. Utilizando una misma luminosidad (Ejemplo de forma relativa) M7 > 1 billón 0.1 G2 10 mil millones 1 Sol F5 3 mil millones 1.5 A5 370 millones 3 A0 80 millones 5 B4 32 millones 10 O7 11 millones 30 O3 3 millones 60 Soles Tipo Espectral Tiempo (años) Masa de la estrella (masas solares)
