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| - Una galaxia es un sistema masivo de nubes de gas, planetas, polvo cósmico, y quizá materia oscura, y energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es contable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Leer más En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.
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| - Una galaxia es un sistema masivo de nubes de gas, planetas, polvo cósmico, y quizá materia oscura, y energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es contable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de... Leer más En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios millardos de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad y en los años 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependerán de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimir a ésta y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción generando energía por medio de reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de la masa inicial de la estrella y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas. Para una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de rotación y sin compañeras cercanas, las fases por las que atraviesa una estrella de una masa determinada son las siguientes: [[Imagen:Stellar_evolutionary_tracks.gif|thumb|400px|Evolución de estrellas de distintas masas representadas en el diagrama de Hertzsprung-Russell.]] Los nombres de las fases son:
* PSP: Presecuencia principal
* SP: Secuencia principal
* SubG: Subgigante
* GR: Gigante roja
* AR: Apelotonamiento rojo
* RH: Rama horizontal
* RAG: Rama asintótica gigante
* SGAz: Supergigante azul
* SGAm: Supergigante amarilla
* SGR: Supergigante roja
* WR: Estrella Wolf-Rayet
* VLA: Variable luminosa azul Una estrella puede morir en forma de:
* NP: Nebulosa planetaria
* SN: Supernova
* BRG: Brote de rayos gamma y dejar un remanente estelar:
* EB: Enana blanca
* EN: Estrella de neutrones
* AN: Agujero negro Las fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, velocidad de rotación y presencia de compañeras. Así, por ejemplo, algunas estrellas de masa baja o intermedia con una compañera cercana o algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad pueden acabar su vida destruyéndose por completo sin dejar ningún remanente estelar. El estudio de la evolución estelar está condicionado por sus escalas temporales, casi siempre muy superiores a la de una vida humana. Por ello, no se analiza el ciclo de vida de cada estrella individualmente sino que es necesario realizar observaciones de muchas de ellas, cada una en un punto distinto de su evolución, a modo de instantáneas de ese proceso. En este aspecto es fundamental el estudio de cúmulos estelares, los cuales constituyen una colección de estrellas de edad y metalicidad similares pero con un amplio rango de masas. Esos estudios se han de comparar con modelos teóricos y simulaciones numéricas de la estructura estelar.
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