Fusión del Hidrógeno en el Núcleo Estelar
Análisis detallado del proceso de fusión protón-protón donde núcleos de hidrógeno se funden a 15 millones de grados Kelvin para generar helio y liberar energía.
Leer artículo completo →Análisis detallado del proceso de fusión protón-protón donde núcleos de hidrógeno se funden a 15 millones de grados Kelvin para generar helio y liberar energía.
Leer artículo completo →Estudio de las fases finales de una estrella masiva cuando el combustible de hidrógeno se agota y el núcleo colapsa bajo su propia gravedad.
Leer artículo completo →Exploración de cómo las reacciones de fusión en estrellas gigantes producen elementos más allá del helio, desde carbono hasta hierro.
Leer artículo completo →Interpretación de los gráficos de espectro electromagnético para determinar la composición química y temperatura superficial de las estrellas.
Leer artículo completo →Guía visual de las trayectorias evolutivas en el diagrama HR, desde la secuencia principal hasta la fase de gigante roja y enana blanca.
Leer artículo completo →Procesos nucleares avanzados en estrellas con masas superiores a 10 soles, donde la fusión del carbono y oxígeno genera elementos aún más pesados.
Leer artículo completo →Es el proceso nuclear donde núcleos de hidrógeno se fusionan a temperaturas de millones de grados para formar helio, liberando enormes cantidades de energía que sostienen el equilibrio de la estrella.
Cuando el hidrógeno en el núcleo se agota, la estrella colapsa gravitatoriamente, aumentando su temperatura y presión. Esto provoca la expansión de sus capas externas, formando una gigante roja.
En las estrellas masivas, la fusión produce elementos desde helio hasta hierro. Elementos más pesados, como oro y uranio, se forman en supernovas o fusiones de estrellas de neutrones.
Depende de su masa. Estrellas como el Sol viven unos 10 mil millones de años, mientras que las más masivas agotan su combustible en solo unos millones de años.
Es el proceso por el cual una estrella se contrae bajo su propia gravedad cuando la presión de fusión nuclear cesa, pudiendo dar lugar a enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros.