EVOLUCIÓN ESTELAR Creado por la Academia de Astrofísica del Instituto Nacional

Transcripción

1 EVOLUCIÓN ESTELAR Creado por la Academia de Astrofísica del Instituto Nacional Este campo de la Astronomía estudia la clasificación, las características, y la vida de una estrella, desde que nace, como se desarrolla hasta como concluye su vida. Estrellas de la nebulosa Tarántula El cúmulo estelar Hodge 301, en el ángulo inferior derecho de la fotografía, se encuentra en la nebulosa Tarántula, en nuestra galaxia vecina: la Nube Grande de Magallanes. MAGNITUDES ESTELARES Hay dos razones por las cuales vemos a una estrella brillante. O porque es muy grande y está enviando mucha luz, o porque es de menor tamaño pero esta más cerca del Sol. Por ejemplo, Sirio es la estrella más brillante del cielo nocturno. Es veintiséis veces más luminosa que el Sol, en parte por su tamaño y por su cercanía a la Tierra. Otra estrella luminosa, Rigel de la constelación de Orión, aunque su magnitud aparente sea menor que la de Sirio, es veces más luminosa, pero está cien veces más lejos que la estrella de la constelación del Can Mayor. 1

2 Imagen de Sirio vista desde la Tierra El método de clasificar las estrellas y los objetos astronómicos por su brillo o magnitud, apreciable a simple vista, utilizado hoy en día fue inventado por los griego en el Siglo II a.c. A las más brillantes se les asignó el valor 1 y a las más débiles 6, lo que significa que la regla es a mayor brillo, menor valor. Más tarde se le dio más precisión al sistema, y se estableció que una estrella de magnitud 1, era 100 veces más brillantes que una de magnitud 6, por lo que el brillo aumenta 20 veces en cada orden. Ahora con el desarrollo de poderosos telescopios, la escala de magnitudes ha crecido en ambos sentidos. Se utilizan 2 tipos de magnitudes: Magnitud aparente: Es una cifra que indica la cantidad de luz de las estrellas que llega al observador. Magnitud absoluta: Es el brillo con que veríamos una estrella desde 10 pársec (32.6 años luz) de distancia. Se utiliza para conocer cómo es el brillo real de las estrellas y los objetos astronómicos. Algunas estrellas brillantes pueden ser fácilmente encontradas en el cielo y nos pueden servir de guía. Para ello las estrellas se clasifican de acuerdo a sus magnitudes en estrellas de: - Primera magnitud: entre -1.5 y Segunda magnitud: entre +1.6 y Tercera magnitud: entre +2.6 y +3.5 Estrella Constelación m M Distancia Radio Sol ,33 min-luz 1 Sirio Canis Major años-luz 1.8 Canopus Carina años-luz 210 Vega Lyra años-luz 2.4 Capella Auriga años-luz 12 Arcturus Bootes años-luz 30 Rigel Orion años-luz 42 Betelguese Orion años-luz --- Proción Canis Minor años-luz 2.0 Altair Aquila años-luz 1.3 Aldebarán Taurus años-luz

3 Pollux Gemini años-luz 16 Spica Virgo años-luz 0.8 Alnitak Orion años-luz --- Tabla comparativa de magnitudes entre algunas de las estrellas más brillantes del firmamento Sabías que: para diferenciar a simple vista un planeta de una estrella basta con notar que las primeras no titilan o centellean a diferencia de las segundas? Además, los planetas siempre se encuentran en el plano de la eclíptica. TEMPERATURA Y COLORES ESTELARES Para clasificar a las estrellas se utiliza una complicada escala que considera la temperatura y el color dominante. Esta clasificación fue establecida en Harvard a comienzos del siglo pasado, y que hoy emplean todos los astrónomos. Las estrellas aparecen distribuidas en 11 tipos espectrales distintos, designados por las letras mayúsculas W, O, B, A, F, G, K, M, R, N y S. Los más corrientes, ordenados de mayor a menor temperatura, son: O, B, A, F, G, K y M. Existen subdivisiones numeradas en cada grupo para incluir las estrellas de valores intermedios. Mientras mayor temperatura tiene un cuerpo más azul es, y al contrario, los tonos más rojizos indican menor temperatura. Se sabe que las estrellas más frías y rojas contienen una mayor cantidad de elementos químicos pesados, mientras que las azules contienen sólo los elementos primordiales: Hidrógeno y Helio. Las estrellas y los demás objetos estelares, emiten el 99 % de su energía en partículas subatómicas, especialmente fotones (o cuantos electromagnéticos), partículas sin masa que viajan a la velocidad de la luz, excitados a diferentes longitudes de onda, abarcando las diferentes frecuencias del espectro electromagnético. Podemos ver una pequeña parte de esta energía, la que corresponde a la de la luz visible, el resto llega como ondas de radio, radiación infrarroja y ultravioleta, rayos X o rayos Gamma. La Astronomía estudia todas estas emisiones de energía, pues cada tipo de onda, entrega una parte de la información total de los fenómenos estudiados. Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energía que emite una estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por consiguiente mayor es la cantidad de energía que irradia. Pero hasta que en su núcleo la temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirán transformaciones nucleares (del tipo de transmutación de hidrógeno en helio) y, por lo tanto, mientras eso no ocurra, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (objetos de esta clase son denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor de su interior procede de la energía gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime sobre sí misma (colapso). 3

4 Diagrama del espectro electromagnético (en inglés, por si no lo notaron =P ) Con los métodos de clasificación estelar y medida de distancias de muchas estrellas, los astrónomos Hertzpring y Russell a comienzos del Siglo XX se dieron cuenta que existía una relación entre el tipo espectral (o temperatura) y la magnitud absoluta (o luminosidad) de una estrella. Ellos crearon un diagrama en el cual se muestra esta relación, y es denominado Diagrama HR. En la escala vertical de este diagrama se dispone la magnitud estelar, y en la horizontal, la temperatura. En este tipo de diagrama, la temperatura superficial crece de derecha a izquierda. 4

5 Diagrama HR TIPOS DE ESTRELLAS Es posible dividir las estrellas en diferentes tipos según su posición en el diagrama. Así, por ejemplo, las estrellas hacia el extremo superior derecho del diagrama son de gran tamaño y poseen temperaturas superficiales bajas. Son denominadas habitualmente gigantes rojas. Por otro lado, las situadas en el vértice opuesto son pequeñas y calientes y se las suelen denominar enanas blancas. La inmensa mayoría de las estrellas que se dibujan en un diagrama HR quedan dispuestas sobre una diagonal que va del extremo inferior derecho al superior izquierdo. A esta zona se la denomina secuencia principal, al que pertenece, por ejemplo, nuestro Sol. Como se sabe que la Temperatura depende de la masa, del diagrama HR se desprende una relación entre la Masa y Luminosidad para las estrellas de la secuencia principal: La luminosidad es directamente proporcional al cubo de la masa. 3 L M Las estrellas viven la mayor parte de sus vidas en la secuencia principal, transmutando Hidrogeno en Helio. Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc., mediante otras reacciones nucleares. 5

6 Diagrama HR con los distintos tipos de estrellas. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse. Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja. Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor), calientes y de color blanco: son las enanas blancas. Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca. En estas condiciones toda la masa de una estrella se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 kms. de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones. Y si la estrella era demasiado masiva, terminara su vida como un agujero negro. Dependiendo de su masa, la estrella evolucionará de forma distinta. Aquí están las distintas posibilidades según su masa (M solar = 1): M < 0,01 : Planeta 0,01 < M < 0,08 : Enana marrón 0,08 < M < 0,5 : Enana roja 0.5 < M <8 : Enana blanca 8 < M : Estrella de neutrones 8 << M : Agujero negro 6

7 Sabes cuantas estrellas hay en el universo? Según las últimas estimaciones esa cifra alcanza las estrellas (7x1022 estrellas). Esa cifra es extremadamente grande, pero tan sólo es una pequeña fracción de las estrellas que existen ya que sólo podemos estudiar una pequeña parte del Universo. Si no logras comprender este número, piensa que en un kilo de azúcar hay, aproximadamente; 5 millones de granos; para igualar a las estrellas se necesitan de kilos (1.4x1016 Kg) ESTRELLAS BINARIAS El 75% de las estrellas del firmamento corresponden a sistemas estelares binarios o múltiples. No es de extrañar que haya tantas estrellas múltiples. Las estrellas se forman en grupos compactos, y muchas permanecen emparejadas a causa de su mutua gravedad. Las binarias orbitan una en torno a la otra. El punto de equilibrio del sistema, o centro de gravedad, está en función de la masa de sus componentes y de cómo se orbiten entre sí. Algunas estrellas múltiples para ver son Alfa Capricornio (con prismáticos y a simple vista se ven dos estrellas, con un telescopio se ve que cada una es a su vez una estrella doble), Alfa Cruz y Mintaka (una de las 3 Marías en la constelación de Orión, que consta de 3 estrellas). Imagen comparativa entre Sirio A y Sirio B GIGANTES ROJAS Es una de las etapas finales de la vida de una estrella. Se inicia cuando el hidrógeno, el combustible estelar, comienza a escasear producto de los procesos de fusión nuclear, disminuyendo la actividad en el centro y la presión de la radiación que resiste la fuerza de gravedad. Se produce una contracción en el núcleo, con un inmediato aumento de su densidad y temperatura (100 millones de grados aprox.)., el calor es transmitido a las capas superficiales 7

8 que se dilatan, transformándola en una gigante roja, cuyo diámetro puede llegar a ser hasta 100 veces el original. Si su masa es más de 5 veces la del Sol, la compresión y recalentamiento provocará una segunda etapa de nucleosíntesis con los núcleos de helio, cenizas de la fusión del hidrógeno, concentrado al interior del núcleo de la estrella. Esta etapa durará hasta que todo el helio se haya transformado en carbón y oxígeno. Aspecto de una gigante roja Consumido el helio disminuye la actividad termonuclear en el núcleo y de nuevo afloja la resistencia a la gravedad, contrayéndose y produciendo un nuevo calentamiento que volverá a dilatar las capas exteriores de la estrella, aumentando su luminosidad y radio. La estrella entra en una segunda fase de gigante roja y comienza a eyectar materia a través de un poderoso viento estelar. Una estrella como el Sol una vez consumido su núcleo de helio y transformado en carbono no podrá obtener ninguna fuente adicional de energía. Contraerá el núcleo de carbono pero no logrará elevar su temperatura para desencadenar nuevas reacciones nucleares en él. El núcleo se habrá contraído tanto que formará una enana blanca, formada por átomos degenerados de helio altamente condensado, rodeada de un halo de materia estelar que da forma a un bello fenómeno denominado nebulosa planetaria. Una gigante roja espectacular es Betelgeuse, en Orión, su gran tamaño la hace inestable, variando entre los 300 y los 400 diámetros solares, mientras su magnitud aparente varía entre 0.4 y1.3. Betelguese: una de las gigantes rojas más conocidas 8

9 Sabías que: Aunque parezca increíble, en la mayoría de los núcleos de gigantes rojas, hay grandes cantidades de hierro. Éste es el elemento más pesado que se puede formar en la combustión nuclear ESTRELLAS CON DISCOS A pesar de que Su actividad estelar, algunas de las estrellas jóvenes presentan grandes y densos discos de polvo, que despiertan la imaginación de los científicos, que los consideran como posibles discos protoplanetarios, que tras resistir la presión del viento estelar podrían evolucionar para formar planetas y/o cometas, como ocurrió con el Sistema Solar. Los resultados de la exploración realizada con el Infrared Astronomical Satélite IRAS, indican que un 10% de las estrellas de la secuencia principal, tienen discos de materia. Un ejemplo es Beta-Pictoris, vecina de la estrella Canopus, en Carina ENANAS ROJAS Estrellas con una masa entre 0.5 y 0.08 masas solares y de baja luminosidad. A pesar de su humilde condición, son probablemente las estrellas más numerosas del universo. Un par de enanas rojas cercanas a 8.9 al, es UV Ceti, se presentan fulguraciones que las llevan desde la magnitud 13 hasta 7. Imagen de Gliese 229A tomada por el Telescopio Espacial Hubble ESTRELLAS VARIABLES Son estrellas que varían notablemente su brillo y/o color, en forma regular cada cierto tiempo. Fenómeno común en las gigantes, como Antares y Betelgeuse. En las estrellas súper gigantes tipo Variables Cefeidas, el aumento del brillo se produce por la expansión de grandes masas de gas recalentando las capas exteriores. Al alejarse se enfrían y pierden energía, siendo atraídas de nuevo por la gravedad, produciendo una contracción que las vuelve a calentar y a expandir, repitiendo el proceso. El tiempo entre expansión y contracción, que depende de la masa, fluctúa entre 1 a 50 días, y la variación entre las magnitudes absolutas va de 2 a 0.5 respectivamente, mientras más demora la fluctuación, mayor es el cambio en la luminosidad. 9

10 Las Cefeidas son utilizadas por los astrónomos como varas de medir, ya que al conocer su frecuencia de pulsación deducen su magnitud absoluta, que al comparar con su magnitud aparente revela la distancia a la que se encuentran. Ejemplos: Beta-Crux fluctúa cada 6 horas en 0.1 magnitud, y Zeta Gémini cada 10.2 días en 0.4 magnitud. La pulsación puede ser también producida por el paso de una compañera frente a nuestra línea de visión, como en las Variables Eclipsantes. Ejemplo: Algol en Pegaso. Las Variables Mira, son estrellas gigantes rojas con un radio que englobaría la Tierra y una masa equivalente a la del Sol. Tienen una densa cromosfera o atmósfera estelar, formada por gases moleculares y polvo que opacan su luminosidad. La variación de la luminosidad en estas estrellas se produce por la liberación de la presión de la radiación atrapada en esta atmósfera (efecto adiabático). Ejemplo: Mira Cetus, que varía su magnitud entre 3 y 9 cada 331 días. ENANAS BLANCAS Etapa final de la fase de gigantes rojas de las estrellas con masa inferior a 5 masas solares. En su colapso eyectan una vaporosa nube de gases, llamada nebulosa planetaria, que son ionizados e iluminados durante un tiempo por el cuerpo aún caliente de la estrella moribunda. La gravedad en la superficie de una enana blanca es unas cien mil veces mayor que la de la Tierra. El Sol morirá como una enana blanca y se quedará para siempre como una esfera de unos kilómetros de diámetro y totalmente frío. Una enana blanca posee una superficie tanto más pequeña que la del Sol que su luminosidad es muy baja. Las enanas blancas más luminosas radian sólo un 1% de la luminosidad solar. Por esta razón las enanas blancas se enfrían muy lentamente, pese a no poseer fuentes de energía, salvo su energía interna. Una enana blanca demora muchos miles de millones de años en enfriarse totalmente. Se calcula que aún no se enfrían las enanas blancas que primero se formaron en el universo. Enana blanca y nebulosa planetaria 10

11 Sabías que: no debes preocuparte de que en un futuro lejano la Tierra se congele cuando el Sol se convierta en enana blanca! La Tierra a esas alturas ya no existirá pues habrá sido calcinada cuando el Sol se haya convertido en una gigante roja. Sé optimista! :D ENANAS MARRONES Las enanas marrones son objetos de masa sub-estelar, entre 10 y 75 masas de Júpiter ( masas solares), incapaces de mantener reacciones nucleares de fusión de hidrógeno continuas. Sin embargo, las enanas café siguen brillando debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continúan contrayéndose y enfriándose. Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En particular se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detectó en la constelación de Orión un grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jupiterianas Sabías que: En los años cincuenta, el astrónomo Harlow Shapley, de la Universidad de Harvard, sugirió que las enanas marrones que él las llamaba «estrellas liliputienses» estaban habitadas. Imaginó sus superficies tan cálidas como un día de primavera en los lugares de climas templados en la Tierra, y además le agregó el atractivo de disponer, para la recreación de la vida, de grandes extensiones de terreno ricamente fértiles. Desde entonces, cuando se realiza la búsqueda de planetas extrasolales, las estrellas marrones son las primeras en ser revisadas. SUPERNOVAS Son violentas explosiones de estrellas de gran masa, que en su etapa de gigantes rojas iniciaron reacciones termonucleares con el carbono y el oxígeno, produciendo silicio, elemento que a su vez sirvió como nuevo combustible nuclear, dejando como último residuo núcleos de fierro. Al llegar el núcleo a los 5 mil millones de grados de temperatura, durante la combustión nuclear del silicio, los núcleo atómicos producidos durante la vida de la estrella, vuelven a disociarse en protones, neutrones y neutrinos, revirtiendo el proceso de formación de los elementos, lo que consume energía y disminuye la temperatura. Los neutrinos, al escapar del núcleo, ayudan a enfriarlo. El núcleo pierde estabilidad y en menos de un segundo se produce el colapso definitivo de la estrella gigante: la implosión, el triunfo definitivo de la fuerza de atracción gravitacional. En la caída, las capas superiores de la estrella irán a rebotar en su núcleo generando una formidable explosión de supernova, en la que se expele la mayor parte de su materia, generando por algunos días una luminosidad tal que puede opacar a la de toda su galaxia. 11

12 La enorme presión ejercida sobre el núcleo estelar lo transformará en una estrella de neutrones o en un agujero negro. Imagen de una supernova captada por el telescopio espacial Hubble. Corresponde a la supernova N 63A, ubicada en la Gran Nube de Magallanes, y corresponde a los remanentes de una antigua estrella. Sabías que: el 4 de Julio del año 1054, astrónomos chinos observaron una estrella nueva en la constelación de Tauro? Esta estrella llegó a ser tan brillante como Venus, era visible durante el día y luego fue lentamente debilitándose hasta desaparecer de la visión. Si hoy observamos el cielo en esa zona, podemos encontrar la Nebulosa del Cangrejo que se expande y por su velocidad actual de expansión se puede deducir que explotó hacia el año 1000 de nuestra era. Con toda seguridad esta nebulosa es el remanente de la supernova observada por los chinos el año 1054! 12

13 Nebulosa del Cangrejo Sabías que: las nubes interestelares contenían inicialmente sólo hidrógeno y helio? Los elementos pesados fueron todos fabricados en las estrellas y arrojados al espacio por las supernovas. Esto quiere decir que, todos, absolutamente todos los átomos que componen nuestro cuerpo (a excepción del Hidrógeno) tienen más de 4 mil 600 millones de años. Los átomos de hidrógeno y helio tienen más de 13 mil millones de años. Finalmente estamos hechos de polvo de estrellas... polvo de supernovas, para ser más precisos. ESTRELLAS DE NEUTRONES Son remanentes de estrellas gigantescas luego de una explosión de supernova. Estas estrellas iniciales deben tener una masa superior a 8 masas solares (o si no se convertiría en enana blanca) e inferiores a un valor límite aún desconocido, para no convertirse en un black hole. luego de su colapso gravitatorio como supernova. Es uno de los cuerpos celestes más extraordinarios que los astrofísicos han podido extraer de sus sombreros siempre llenos de sorpresas. Están formadas por neutrones muy condensados, con una masa de 1,4 veces la del Sol, aplastados por la gravedad en una esfera de 20 kilómetros de diámetro, por lo que su densidad sobrepasa los Kg/mt 3 ). Se encuentran rotando a una velocidad de cientos de 13

14 veces por segundo, generando un potente campo magnético que emite energía en la frecuencia radial. Estas pulsaciones pueden ser captadas desde la Tierra, por lo que también reciben el nombre de púlsares. Imagen simulada de un púlsar Sabías que: en un principio, cuando en la Tierra comenzamos a detectar los primeros púlsares, se creyó que se trataban de civilizaciones extraterrestres, debido a la periodicidad perfecta con que se recibían las radiaciones? AGUJEROS NEGROS Son Cuerpos celestes con una densidad altísima. Hay tanta masa concentrada en un espacio tan pequeño que ningún objeto puede escapar de su atracción gravitacional. Ni siquiera la luz puede huir; de allí que no puedan ser vistos y reciban el nombre de agujeros negros, black-holes o BH. Si la masa de la Tierra se concentra dentro de una esfera de radio 9 milímetros ésta se convierte en un agujero negro. El Sol se convertiría en un agujero negro si toda su masa se concentra dentro de una esfera de radio 3 kilómetros. Se denomina como horizonte de eventos o horizonte causal, al radio de la esfera con centro en el agujero negro en el que la atracción gravitacional de éste actúa sobre los cuerpos y los atrae impidiendo que se escapen. Ningún evento que ocurra dentro de esta región podrá ser comunicado al mundo exterior ya que ninguna señal puede salir del BH. 14

15 Imagen conceptual de un agujero negro Imagen conceptual de una estrella siendo absorbida por un agujero negro. Sabías que: como los astrónomos no reciben ningún tipo de señal desde un agujero negro, no pueden determinarlo directamente, por lo que se utilizan a otros cuerpos celestes que están siendo absorbidos, como en la imagen anterior? El caso más conocido es el de Cygnus X-1, compuesta de una estrella visible que gira alrededor, de una compañera invisible perdiendo materia. Se calcula que esta "estrella compañera" tendría una masa equivalente a diez veces la del sol, pero con un diámetro equivalente a la millonésima parte del "Astro Rey" 15

16 GLOSARIO Año luz: Medida de distancia equivalente a la distancia recorrida por un haz de luz durante un segundo. Si la velocidad de la luz es de aproximadamente kilómetros por segundo, un año luz equivale a 10 trillones de kilómetros. Se abrevia como al o ly (light-year) Fusión Nuclear: La fusión nuclear es una reacción en la que se unen dos núcleos ligeros para formar uno más pesado. Este proceso desprende energía porque el peso del núcleo pesado es menor que la suma de los pesos de los núcleos más ligeros. Este defecto de masa se transforma en energía, se relaciona mediante la fórmula E=mc2, aunque el defecto de masa es muy pequeño y la ganancia por átomo es muy pequeña, se ha de tener en cuenta que es una energía muy concentrada, en un gramo de materia hay millones de átomos, con lo que poca cantidad de combustible da mucha energía. Paralaje: Se refiere al desplazamiento aparente de una estrella cercana respecto a estrellas más lejanas. Este desplazamiento es aparente porque la causa no es el movimiento de la estrella en sí, sino el de la Tierra, según observamos el cielo desde diferentes posiciones de nuestra órbita alrededor del Sol. Así, debido a la traslación terrestre, las estrellas se mueven unos cuantos arcos de segundo en el firmamento. Pársec: Medida de distancia muy utilizada en Astronomía para distancias muy lejanas. Se define como la distancia desde la Tierra a una estrella que tiene un paralaje de 1 segundo de arco. Un pársec equivale a 3,26 al. aproximadamente, es decir a 3,08 x m Unidad Astronómica: Unidad de distancia equivalente a ,66 kilómetros. Es aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol (8 minutos luz). Modernamente se define como la distancia desde el Sol a una partícula sin masa y libre de perturbaciones, que se mueve en una órbita circular alrededor de éste en un período orbital de 365, días. Viento Estelar: Es un flujo de partículas provenientes de la mayor parte de las estrellas. Es un mecanismo eficiente mediante el cual las estrellas pierden masa. 16

17 BIBLIOGRAFÍA Astrodomi - Astronomía Moderna - Casanchi - Enciclopedia Larousse Ilustrada, El Universo y la Tierra Ianiszewski, Jorge; "Guía a los cielos australes", Ed. Océano Maza José, Atronomía contemporanea, ed. Universitaria Wikicommons - Wikipedia - Wikipedia en Español