Abrir o menú principal

Cambios

m
sen resumo de edición
As estrelas fórmanse a partir da fragmentación e condensación de inmensas [[nube molecular|nubes moleculares]] de gran densidade, tamaño e masa total. A [[metalicidade]] da nube de gas será a que posúan as estrelas que orixine. Normalmente, unha mesma nube produce varias estrelas formando [[cúmulo estelar|cúmulos abertos]] de entre ducias e centenares delas. Estes fragmentos de gas converteranse en [[disco de acrecemento|discos de acrecemento]] dos cales xurdirán [[planeta]]s se a metalicidade é o suficientemente elevada.
 
Sexa como queira, o gas prosegue a súa caída cara ó centro da nube. Este centro ou núcleo da [[protoestrela]] comprímese máis rápido que o resto, liberando maior enerxía potencial gravitatoria. Aproximadamente a metade desa enerxía radíaserádiase e a outra metade invértea a [[protoestrela]] en quentarse. Desta forma o núcleo aumenta a súa temperatura cada vez máis ata ''acender'' o [[hidróxeno]], momento no cal a presión xerada polas reacciones nucleares ascende rapidamente ata atinxir o equilibrio coa gravidade.
 
A [[masa]] da nube determina tamén a masa da estrela. Non toda a masa da nube chega a formar parte da estrela. Gran parte dese gas é expulsado cando o "novo sol" comeza a lucir. Canto máis masiva sexa esta nova estrela máis intenso será o seu [[vento estelar]] chegando ó punto de deter o colapso do resto do gas. Existe, por ese motivo, un límite máximo na [[masa]] das estrelas que se poden formar en torno ás 60 ou 100 masas solares. A metalicidade reduce ese límite algo incerto, debido a que os elementos son máis opacos fronte ó paso da radiación canto máis pesados. Polo tanto unha maior [[opacidade]] fai que o gas free o seu colapso máis rapidamente por acción da [[radiación]].
8.198

edicións