QUASARES - PÚLSARES

Son astros muy diferentes, pero ambos emiten mucha radiación.

CUÁSARES

Los Cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las estrellas.
La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares).Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vió que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan.
El primer Cuásar estudiado, 3C 273 está a 1.500 millones de años luz de la Tierra.A partir de 1980 se han identificado miles de cuásares. Algunos se alejan de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz. Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra. Ésta es, aproximadamente, la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande, equivalente a miles de galaxias. Como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.

Representación esquemática de un cuasar, mostrando el agujero negro supermasivo, con su disco de acreción (en corte) y el doble jet de partículas de alta energía.

PÚLSARES

Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.
La palabra Púlsar significa pulsating radio source, fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios de ritmo, y sólo en algunos casos.
Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo.Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía.El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio.

Pulsar de la zona central de la Nebulosa del Cangrejo. Esta imagen combina imágenes del telescopio HST (rojo), e imágenes en rayos X obtenidas por el telescopio Chandra (azul).

Diagrama de un púlsar

Un fin oscuro

AGUJEROS NEGROS

Cuando las estrellas más grandes explotan como supernovas, sus nícleos colapsansobre si mismos por efecto de la gravedad y se convierten en Agujeros Negros. Estas zonas tienen una gravedad tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de su atracción. Los Astrónomos no pueden ver los agujeros negros, pero si detectarlo, porque la materia que gira en espiral en el agujero negro emite rayos X que pueden ser captados por los radiotelescopios.

TIPOS DE AGUJEROS NEGROS

• Estelares: Formados por el colapso de estrellas con más de 20 masas solares que al morir dejan un remanente que se colapsa hasta llegar a su radio de Schwarzchild.

Cygnus X-1 candidato a agujero negro de masa estelar

• Súper masivos. Como los que existen en el centro de la mayoría de las galaxias, se componen de miles de millones de masas solares. Esta masa la han alcanzado por la cantidad de estrellas y materia que los rodea, mucho de este material eventualmente cruza el horizonte de eventos para aumentar la masa del agujero negro.
  

Agujero negro supermasivo.

• Agujero negro miniatura. Cuyo origen aún no está completamente entendido pero se cree que fueron formados en el universo temprano cuando su densidad era mucho mas grande poco después del Big Bang, sin embargo estos hipotéticos objetos nunca han sido observados.
  

Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas y subatómicas. Alguien que observase la formación de un agujero negro desde el exterior, vería una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que, finalmente, desaparecería. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría intacta. Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una singularidad, es decir, las leyes físicas y la capacidad de predicción fallan. En consecuencia, ningún observador externo puede ver qué pasa dentro.

Estrellas ...un cuento con múltiples finales

Agosto de 1995, el Telescopio Espacial Hubble ha fotografiado en M 4 estrellas enanas blancas, las cuales están entre las estrellas mas viejas de nuestra Galaxia, la Vía Láctea.

ENANAS BLANCAS

Las estrellas no son inmutables, pasan por diferentes etapas dependiendo de su masa. Al final de su vida, cuando toda la masa fusionable se ha consumido, una estrella normal se puede convertir en un objeto cósmico exótico: un agujero negro, una estrella de neutrones, una supernova, una gigante roja, una enana blanca, etc.
Hoy hablaremos de las enanas blancas... y se originan cuando todo el combustible nuclear (incluyendo elementos más pesados que el helio) se ha terminado, la estrella se enfría y se compacta formando así una enana blanca.

La enana blanca es la última fase de la evolución de las estrellas como el Sol.Con su progresivo enfriamiento, la estrella se hace cada vez más densa hasta que, cuando el núcleo alcanza el tamaño aproximado al de la Tierra, la llamada «presión de degeneración de electrones» —que evita que los electrones se acerquen en exceso— se hace tan intensa que impide que siga contrayéndose. Irónicamente, aunque la estrella ya no tiene fuente de energía, a superficie de la enana blanca puede estar mucho más calienteque la de la estrella original. No obstante, al ser ahora tan reducida su superficie, la cantidad absoluta de radiación que produce es pequeña y las enanas blancas son, por tanto, muy débiles. Al cabo de millones de años, cuando la enana blanca se enfría, en su interior sucede algo espectacular. Los átomos de carbono del centro empiezan a unirse formando cristales y, bajo una presión tan extrema, tales cristales sólo pueden adoptar una forma: el diamante. Transcurridos miles de millones de años, la enana se hará aún más débil. Finalmente, ya no despedirá luz de ningún tipo, sólo un leve rastro de calor residual de lo que un día fue el ardiente corazón de una estrella. Y entonces la enana blanca se habrá convertido en una enana negra, con un diamante del tamaño de un planeta en su centro.

• Las enanas blancas pueden crear un sistema binario con una estrella normal. En este sistema las dos estrellas ligadas por la gravedad se mueven en órbita una en torno a la otra. Puesto que la enana blanca es tan densa su gravedad es suficiente para atraer materia de la estrella vecina. Se crea un flujo permanente de gas hacia la enana blanca haciendo que su masa aumente y dispare el proceso de fusión nuclear una vez más. Este evento es explosivo y se observa en el cielo como una estrella que aumenta su brillo rápidamente.A este tipo de estrella se le conoce con el nombre de Supernova Ia y es útil para determinar las distancias astronómicas.
  
  
  ESTRELLAS DE NEUTRONES

Una estrella de neutrones es una estrella formada por neutrones empacados con la misma densidad que en un núcleo atómico. Es decir una estrella de neutrones es como un núcleo atómico gigantesco. Una cucharadita de materia sacada de una estrella de neutrones tiene una masa de mil millones de toneladas.
Las estrellas de neutrones se forman como producto de una supernova. Durante la explosión de una supernova, la densidad en el núcleo remanente es tan grande que allí se forma una estrella de neutrones o un agujero negro.

La figura representa una estructura teórica general de una estrella de neutrones. En ella se distinguen tres partes principales de la constitución de ella: corteza, capas de partículas comprimidas y núcleo. Se piensa que cada una de las partes se diferencian sustancialmente. La corteza es sólida, semejante a la de la Tierra pero de poco espesor, quizás entre uno y unos cuantos metros de profundidad, y está compuesta, principalmente, por elementos con núcleos atómicos. La siguen capas que estarían estructuradas de una forma casi homogénea por núcleos y partículas atómicas comprimidos. Finalmente, estaría el núcleo de la estrella, que estaría conformado por constitutivos de partículas nucleares constituyentes de un superfluido sobre el cual flotarían las capas superiores y corteza de la estrella.

- * Supernovas * -

Hasta hemos desarrollado el concepto de estrella, como esta compuesta, como se clasifican según los distintos criterios... durante este recorrido lo que me a llamado poderosamente mi atención fueron las explosiones de supernovas... interesándome en este tema pude sacar algunos vídeos y datos... :) ___ car

• SUPERNOVA: Destrucción explosiva de una estrella masiva que sucede cuando ha agotado todas sus fuentes de combustible nuclear, la estrella colapsa en una explosión devastadora.
  

Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604

• Las supernovas dan lugar a destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de intensidad hasta alcanzar un pico, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

• Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, metal es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de estrellas, la proporción de elementos pesados aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además sólo los sistemas estelares con suficiente metalicidad pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas pero también contribuyen para formar estrellas de menores dimensiones.
  
  
• VIDEOs .

EXPLOSIÓN DE SUPERNOVA

http://es.youtube.com/watch?v=RgfbjHz_UTo&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=iIdgzoCNDzY&NR=1

Super Nova Shock Wave
http://es.youtube.com/watch?v=a3iTCk79kXI&feature=related

Tipo I: se producen por la explosión de un sistema binario de estrellas que consta de una enana blanca y un gigante rojo, y presentan ausencia de hidrogeno en el análisis de su espectro.

Supernovas tipo Ia:
Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro de emisión. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno de una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistema estelares binarios muy cercanos.

Las supernovas de tipo Ia son, con mucha diferencia, las más potentes de todas pudiendo emitir un brillo varias veces superior al de la galaxia que las acoge. (Recreación artística).

Supernovas Ib y Ic:

No presentan la línea de Si, y la diferencia entre ambas es que las Ib presentan unas líneas de He muy fuertes. Se piensa que las Ib y las Ic también son consecuencia del fin de la vida de alguna estrella, pero con la particularidad de tratarse de estrellas que han perdido su envoltura de hidrógeno (ej. En un sistema doble se lo ha transferido a su compañera).

• Las supernovas de tipo II son aquellas que son menos brillantes que las de tipo I y que si presenta hidrogeno en el análisis de su espectro.
  

· CLASIFICACIÓN ESTELAR ·

Las estrellas pueden clasificarse según su color y su tamaño.El color, primer criterio de clasificación de las estrellas que, frecuentemente, se aprecia desde la Tierra,se debe a la temperatura de su superficie. De acuerdo con su color, las estrellas se clasifican en los llamados TIPOS ESPECTRALES: estos tipos se designan con las abreviaturas O, B, A, F, G, K, M y L. Así las estrellas azules son las que tienen una temperatura más elevada (estrellas de tipos O), mientras que las rojas son aquellas cuya temperatura superficial es menos elevada (estrellas de tipo M y L)

Clase O: son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules. Naos (en la constelación de Puppis) brilla con una potencia cercana a un millón de veces superior a la del Sol. Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de Balmer de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta.
Clase B: extremadamente luminosas, como Rigel en Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando cantidades inmensas de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo de unos millones de años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado de las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que suelen presentarse en grupos de varias estrellas en lo que se conoce como asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes moleculares gigantes. La asociación OB1 de Orión es el ejemplo más cercano.
Clase A: son las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante desde la Tierra es también una estrella de tipo A muy cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de Balmer de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados.
Clase F: siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut en Piscis Australis. Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.
Clase G: son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros.
Clase K: estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.
Clase M: es la más común de todas por el número de estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arcturus y Betelgeuse, así como a las variables Mira. El espectro de una estrella M tiene líneas moléculas y de metales neutros pero normalmente no muestra líneas de hidrógeno. El óxido de Titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.

• El tamaño de las estrellas es muy variable. Las estrellas más grandes se llaman SUPERGIGANTES y las más pequeñas, ENANAS. El sol es una estrella mediana de color amarillo (tipo G). Una supergigante, como la Betelgeuse, tiene 650 veces el diámetro del sol.

Según la luminosidad:

Las clases de luminosidad, tal cual las define el esquema de Yerkes, están relacionadas con la emisión de energía por unidad de superficie de las estrellas.

Dentro de una misma clase espectral (es decir, con una temperatura superficial y con un mismo color), las estrellas pueden presentar rasgos físicos diferentes, especialmente en cuanto a su tamaño. Por lo tanto, si bien dos estrellas que tengan la misma temperatura superficial emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, es evidente que la totalidad de energía liberada dependerá del diámetro que tengan.

Este es el rasgo que toma el catálogo de Yerkes para clasificar a las estrellas, a las que divide en siete grupos, los que se expresan en números romanos.

Tipo I: Supergigantes: Son estrellas extremadamente masivas y luminosas, usualmente hacia el final de sus vidas. Son muy poco comunes: solamente una estrella de cada millón es una supergigante. Se las sub-clasifica en los tipos Ia y Ib, con Ia representado a las más luminosas. Si bien pueden ser de todos los colores, las más comunes son rojas. Ejemplos: Canopus (F0 Ib), que es la más cercana a nosotros, Rigel (B8 Ia), Betelgeuse (M2 Ib) y Antares (M1 Ib).

Tipo II: Gigantes luminosas: Un grupo relativamente poco común de estrellas gigantes que no se encuentran en la secuencia principal y que brillan unas 1000 veces más que el Sol. Ejemplos: Adara (B2 II), Sargas (F1 II) y Kraz (G5 II).

Tipo III: Gigantes normales: Típicamente, son unas 100 veces más luminosas que el Sol. Estas estrellas gigantes no continúan fusionando hidrógeno para formar helio en sus núcleos En su lugar, la fusión se realiza fuera de sus núcleos, o comienza a realizar otros tipos de fusiones, o ambas cosas a la vez. Son el producto de la evolución de estrellas que tienen menos de ocho veces la masa del Sol. La mayor parte de estas gigantes son amarillas (G), naranjas (K) o rojas (M). Ejemplos: Arturo (K2 III), Agena (B1 III) y Aldebarán (K5 III).

Tipo IV: Sub-Gigantes: Aunque todavía son más masivas y luminosas que el Sol, son mucho más pequeñas que las verdaderas gigantes. Son estrellas que han comenzado a evolucionar hacia los estados de gigante o supergigante. Entre ellas se incluyen Acrux (B0,5 IV), Shaula (B1,5 IV) y Miaplacidus (A2 IV). Proción, por ejemplo, está entrando en esta categoría, por lo cual se la clasifica como (F5 IV-V).

Tipo V: Enanas: Una clase muy numerosa de estrellas de la secuencia principal, cuyas masas y luminosidades son en general comparables con las del Sol (G2 V) y que, como éste, consumen hidrógeno en forma normal. Ejemplos: Sirio (A0 V), Alfa Centauro (G2 V) y Vega (A0 V).

Tipo VI: Sub-Enanas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Incluye a las enanas marrones, estrellas con una masa demasiado pequeña (menos de 0,8 masas solares) como para que comience en ellas la fusión. Cuando son jóvenes brillan en el rojo al convertir la energía gravitatoria en calor. Cuando envejecen, se hacen más débiles, se enfrían, y se convierten en enanas negras.

Tipo VII: Enanas Blancas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Son estrellas de la secuencia principal que tienen un tamaño similar al de la Tierra, con una masa de aproximadamente 0,6 masas solares. Representan la etapa final de una estrella que al nacer tuvo menos de 8 masas solares. Luego de dejar la secuencia principal, evoluciona hacia una gigante roja, expulsa luego sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria y deja expuesto su núcleo caliente, que es entonces la enana blanca en sí.

Diagrama Hertzprung-Russell

El diagrama Hertzprung-Russell es una representación estadística en la cual se clasifican las estrellas de acuerdo a su temperatura y a su luminosidad, ubicando estas propiedades en un plano de coordenadas.
La luminosidad (magnitud absoluta) se dispone en el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba, y la temperatura superficial (y por lo tanto, su color) se coloca en el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha. Muchas veces, el eje horizontal se expresa en clases espectrales (de izquierda a derecha: O, B, A, F, G, K, M). Al proceder de esta manera, se observa que la mayor parte de las estrellas ocupan una zona diagonal del diagrama, la secuencia principal. Desde el punto de vista evolutivo, es la zona en las estrellas pasan la mayor parte de su vida (aproximadamente el 90% de ella), y allí permanecen mientras en su núcleo continúe la fusión de hidrógeno en helio. Las estrellas azules, de gran masa y luminosidad, se encuentran arriba y a la izquierda. Las amarillas, con luminosidad y temperatura medias (como nuestro Sol) se ubican en el centro, y las más rojas y pequeñas se posicionan abajo y a la derecha. Además de la secuencia principal, el diagrama muestra otras dos zonas principales, una rama arriba y a la derecha, donde se encuentran las gigantes y supergigantes rojas de poca luminosidad, y otra rama abajo y hacia la izquierda del centro, donde se ubican las enanas blancas de alta luminosidad.

.......El alba y el ocaso de las estrellas.......

Las estrellas no viven eternamente. Desde que nacen estan transformando hidrogeno en helio y este en otros metales mas pesados ( carbono, nitrógeno,etc). Eestas reacciones liberan una enorme cantidad de energia en el espacio, y se producen continuamente, hasta que se agotan las reservas de las estrellas.

Las estrellas nacen a partir de grandes nubes de gases interestelares, llamadas nebulosas.Los gases libres de estas regiones se van agrupando como consecuencia de la atracción gravitatoria. Poco a poco, la masa se va consentrando y se calienta, hasta que llega un momento en que la temperatura del interior es suficiente como para que se inicien las reacciones nucleares que transforman el hidrogeno en helio.

En la actualidad se conocen lugares del cielo en los que se están produciendo estos procesos de formación de estrellas. La nebulosa de Orión es uno de esos lugares.

Nebulosa de Orión, una región donde se estan formando estrellas.

VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS

Durante millones de años o miles de millones de años, las estrellas van quemando su combustible nuclear.El tiempo de vida es variable. Una estrella mediana como el sol vive unas 10000 millones de años (en la actualidad se encuentra en la mitad de su ciclo).Sin enbardo, las estrellas masivas viven menos tiempo, ya que queman su combustible mucho más deprisa.

Cuando las estrellas han agotado su combustible nuclearsufren distintas transformaciones. Su destino depende de la masa y la composición química inicial de la nebulosa progenitora.

Las estrellas poco masivas,como el sol, se hinchan hasta convertirse en una gigante roja. Luego expulsan las capas externas, formandouna nebulosa planetaria y se enfrian poco a poco hasta convertirse en una enana blanca. En la fase de gigante roja, la estrella pasa menos tiempo en su fase tranquila. Po esto se observan menos gigantes rojas que, por ejemplo, estrellas de tipo solar.

Las estrellas más masivas pueden expulsar sus capas exteriores violentamente. Decimos entonces que se ha formado una supernova. Durante la explosión, la estrella supernova brilla más que todas las otras estrellas de las galaxias. Solo sobrevive el nucleo de la estrella, que forma una estrella de neutrones , un astro de unas decenas de kilómetros de diámetro, pero con una grandísima densidad: una estrella de neutrones podría tener la masa del sol.

Si la estrella es muy masiva (15 o 20 masas solares), su nucleo puede convertirse en un agujeto negro, un objeto tan denso que ni siquiera la luz puede escapar de él.

______ *** Estrellas *** ________

Hasta el momento hemos hablado de uno de los fenomenos de las estrellas como lo es el eco de luz ... Hoy resolveremos algunas dudas como las siguientes: que es una estrella? como es su estructura? como esta compuesta? las respuesta a continuación... que les sirva. =)

· Una estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes (principalmente hidrógeno y helio) que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.

Estructura:

Esta se divide en núcleo, manto y atmósfera:
En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía.
El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva.
La atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar.

• La cromosfera es una capa delgada de la atmósfera y se encuentra por encima de la fotosfera. La cromosfera es más transparente ópticamente que la fotosfera. Dicha capa no puede ser observada sin unos equipos especiales debido a que es oculta por la enorme brillantez de la fotosfera, pero su coloración rojiza puede ser observada, en el caso del sol, durante un eclipse solar total o con luz filtrada.
  

Cromosfera del eclipse de sol 8/99

• La fotosfera de una estrella es la superficie luminosa que delimita dicho objeto. La misma consiste en una capa de gases que se hallan bajo fuertes presiones. Vista con telescopios, presenta una fina granulación y bordes netos.

Fotosfera del sol

• La corona solar es la parte más exterior de la cromosfera, mide más un millón de kilómetros y puede observarse durante los eclipses solares o utilizando un dispositivo capaz de ocultar la luz del Sol y denominado coronógrafo. La corona está compuesta por pequeñas partículas que son lanzadas al espacio por el intenso campo magnético solar produciendo el viento solar y, en fenómenos de eyección intensos, se puede producir una tormenta geomagnética en la Tierra. Estos átomos lanzados, al chocar con la parte superior de nuestra atmósfera son los causantes de las auroras en las regiones polares Norte y Sur.
  
  
  

  

Fotografía de un eclipse tomada en Francia en 1999

Composición

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II.
Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en la destrucción parcial del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó.
Una estrella, al agotar su combustible de hidrógeno, en ocasiones, sufre cambios violentos y expulsa parte de sus capas exteriores a su espacio circundante; en esas circunstancias, se producen los elementos químicos que siguen al hierro y terminan en el uranio. El gas expulsado por la estrella, junto con las partículas de polvo diseminados en el espacio, conforman nuevos astros con una composición química diferente a las estrellas de la generación anterior. De este modo, mediante un lento proceso de recomposición de elementos, el universo recicla y modifica su composición química, aumentando gradualmente la proporción de elementos más pesados que el hidrógeno en las estrellas que se van formando.