Hermoso! ❤🌌

Amigo, dónde estuviste toda mi vida?

gracias por tu video

Gracias

ESTARIA BIEN DE DE RESO

Muy interesante y bien explicado

Tremenda serie,100% recomendada , es lo mejor que he visto en mucho tiempo, me ha hecho llorar de una forma en la que he tenido que ir al hospital. Gracias.

Excelente video, muy bien explicado 👏🏽👏🏽 así da gusto estudiar, muchas gracias.

Me encanto la manera que llevas a cabo las explicaciones en tu video, espero que vuelvas a hacerlo, muchas gracias

Clasificación por su luminosidad, y su masa. (1940) Que diferencia tiene próxima centauri y betelgeuose, al segundo es más grande y brilla más. Magnitud absoluta ( el brillo que tiene independientemente de cómo se lejos está cuando la miras). Límite de Eddington 0: hipergigantes brillan como millones de soles. Beta karinae brilla como 5 millones de soles I: supergigantes (musefei) mil millones de soles dentro, 40 Mil veces el brillo del sol. II: gigantea brillantes ( 20 mil soles de brillo: adhara) III: gigantes IV: subgigante (épsilon reticuli) V: enanas o de secuencia principal VI: subenanas 260 mas que el sol VII es una enana minúscula I es supergigante A: luminosidad Ab: más pequeña luminosidad B: más pequeña

Que sucede a partir del momento en que la Estrella se enciende por la fusión del hidrógeno. Algunas Estrellas tienen más o menos hidrógeno cuando empiezan a brillar, en un porcentaje elevadisimo en su masa. Reacciones nucleares en la fusión: 4 protones núcleos de hidrógeno, se unen para formar un núcleo de helio (2 protones y 2 neutrones) liberando 2 positrones y 2 neutrinos electrónicos, lo que convierte 2 protones en neutrones, además de una enorme cantidad de energía en forma de fotones. Cuando mayor es la masa, mayor es la temperatura en su núcleo, y más rápido se produce la fusión, una Estrella pequeña consume su hidrógeno lentamente, por lo que brilla debidamente mucho tiempo, una Estrella de enorme masa, consume su hidrógeno rápidamente, brilla como 1 millón de soles, pero en pocos millones de años, ha consumido casi todo su hidrógeno. De modo que dependiente de la masa de nube de hidrógeno. que dio lugar al inicio de la Estrella, tiene una luminosidad. Combina dos aspectos el color y la luminosidad. Por ejemplo el sol es G2V. La primera parte se denomina tipo espectral, y dice de qué color es la Estrella, o dicho de otra manera a qué temperatura está su superficie. Ejemplo una clavo, si lo calientas al principio no brilla, luego brilla de rojo oscuro, naranja, amarillo, blanquecino, y azulado. La temperatura del clavo determina el color de la Luz que emite, lo mismo pasa con las Estrellas. Tipos espectrales de las Estrellas. Son letras, además luego se añadió un número para suavizar la clasificación desde el 0 es más caliente al 9 más frío. L: frías, no son Estrellas en toda regla, porque no producen la fusión de hidrógeno. M: 2 mil a 3 mil kelvin. 3 de cada 4, son de este tipo. Son de color roja (alpha centauri: próxima centauri es M5 un radio 1/5 del sol, es la más cercana a la tierra después del sol). Betelgeuse es M2, radio 600 v más que el sol. K: entre 3.500 a 5000 Kelvin (naranja) alpha centauri B, Arturo G: Estrellas amarillo blanquecinas (sol G2) entre 5 mil a 6 mil kelvin, alfa centauri A, capellq, tau ceri. F: Estrellas blancas, entre 6 mil y 7.500 kelvin. La segunda Estrella más brillante Canopus es de tipo F. A: entre 7.500 a 10 mil Kelvin. Color blanco azulado, suelen ser visibles a simple vista (Vega, tenesse, Sirio) B: 10 mil a 30 mil kelvin, no suelen durar mucho tiempo, las pléyades contienen varias Estrellas de tipo B. Azul O: 30 mil a 60 mil kelvin, 1 de cada tres millones de Estrella es de este tipo. Azul Otros buenos astrónomos fueron galileo, kepler y messier.

1. Nacimiento de una estrella: se forman en el interior de nubes de nitrógeno molecular, formando moléculas de h2. Algo las vielve inestables, simplemente la casualidad, la densidad en una zona es mayor en otras zonas. Moléculas más cerca una de otras, al punto de mayor densidad, luego la gravedad acerca a las moléculas cercanas aumenta. La nube de ser homogénea se divide en zonas más densas y menos densas. Se mueven cada vez más rapido, es decir la temperatura aumenta. La energía potencial gravitatoria, se convierte en energía térmica de las moléculas. Que va aumento continuamente. Llega un momento que dentro de la nube hay pequeñas esferas de gas muy caliente llamadas ProtoEstrellas (la gravedad acerca las moléculas de hidrógeno unas a otras). 100,000 años, la bola de gas se ha comprimido a ser una estrella. Aún no emite luz visible, es difícil de verlas, están escondidas en las enormes nubes de gas y polvo, no se las ve Proque brillen, sino todo lo contrario cuando tienen una cantidad de elementos más pesados que el hidrógeno ( silicatos, óxidos de carbono, y el Helio) pueden verse como siluetas contra un fondo brillante. En ese caso se llaman glóbulos de book ( bar book 1940). Una vez que la Protoestrella se va comprimiendo pueden pasar 3 cosas, si la masa es <jupiter, la temperatura es menos a qué se produzca la fusión, -1millon de kelvin, se produce un gigante de gas, superficie - 1,000 kelvin, si emite radiación pero al no haber fusión, se enfría rápido. Estrellas fallidas se enfrían poco a poco. Si la nube gaseosa que se contra es >13 y 80 veces de jupiter dispone de más energía gravitatoria para calentarse, hasta calentarse hasta un punto crítico a más de 1 millón de kelvin, inicia la fusión del deuterio, la Protoestrella se enciende mucleaente, se convierte en una en mana marrón (la distinción entre esta y un gigante gaseoso no está demasiado clara, sin embargo el criterio podría ser el darse la fusion), una enana marrón no brilla mucho, su superficie está a menos de 2 mil Kelvin. De modo que son de color rojo profundo y emiten casi toda su radiación en el infrarrojo. No inicia fusión de protones (h1) solo deuterio (h2) porque faltaría unos 3 millones kelvin, y la enana marrón nunca podrá alcanzar esa temperatura. Por lo qué cuando se acaba el deuterio que irradia, entonces la emana marrón se va enfriando según radie energía, pero sigue allí durante mucho tiempo, nunca se enciende de vdd por lo que nunca muere. Cuando la Protoestrella es > a 80 veces la masa de nupiter, la temperatura del centro aumenta, según se van acercando las molesculas, hasta que se enciende la fusión del hidrógeno, es donde ha nacido la estrellla, la presion hacia fuera compensa la presión hacia dentro debido a la gravedad y la Estrella se estabilidad su temperatura en la superficie, dependiendo de la masa de la Protoestrella puede ir de 2000 k a 50 mil kelvin. Puede ser roja, amarilla, o de un azul intenso, brilla con luz visible, a partir de entonces la Estrella recirn nacida entra en la secuencia principal.

Me encanta como explicas. Sigue haciendo videos de astronomía. Saludos desde México

Hola solo vine al video a decir acá (Argentina) tener un TEP es estar desaprobado, justo estaba estudiando química y me aparece esto Xd.

Hace unos años leia tu blog y habia olvidado el nombre :/ Genial el canal y el blog, gracias por tan buenos contenidos✨☄️

Gracias por la explicación, felicidades por el contenido del canal

excelente profesor. estoy haciendo un diplomadlo de imagenología y paradójicamente, tengo que venir a aprender a KZbin, donde me encuentro con este profe que arrasa en docencia. muchas gracias! <3

Muy buena serie, repleta de información y muy bien explicada y entendíble por cualquier persona que no esté tan metida en el mundillo, nada que envidiar a documentales de canales importantes

Necesitamos la serie de relatividad y cuántica sin fórmulas. Por favor.

Otra nomotecnia Maldito Kanguro Gordo Fue A Bailar Opera

He visto la serie varias veces y no me canso de verla, gracias por compartirla!!

Gracias

Doctor estoy preocupado me hicieron una tomografía computarizada creo que no era necesario vivo en New York

Muy bonito constructivo gracias

Excelente trabajó, como estudiante me gustaria que mis docentes le pusieran ese amor a mis clases de medicina.

Increíble, gracias por compartir

Un

Esta muy bien explicado, pienso que de repente hubiese sido bueno explicar como se interpreta una PET? los colores, etc

Esta es sin duda la mejor serie sobre la vida de las estrellas. De esas que lamentas que se acabe… enhorabuena a todos los que habéis hecho posible esta obra maestra.

Las estrellas de tipo O aplican la famosa frase de Kurt Cobain "Es mejor arder que apagarse lentamente"

Gracias Pedro

Acabo de terminar de ver toda la serie. Gracias por tan excelente trabajo al alcance de todos! Felicitaciones!!!

De lo mejor que he visto para aquellos que nos gusta llama la atención la astronomía.

Muy bien explicado tío!!! Zorionak😊

que bien explicado, me encantó el vídeo

¿Está disponible para Kindle? Por cierto, conozco esta serie de vídeos desde hace 9 años y no me canso de verla una y otra vez, es una genialidad.

muy interesante el video ciempre me a llamado mucho la atención saber de la vida de las 🌟

Messirve ;)

Una muy buena explicación, gracias por el video👌👌

Impresionante. Un trabajo de gran valor.

Muy bueno!!!

que es una protoestrella?

"Para todos los públicos" Fenomenal. Buen trabajo.

Muy buen vídeo

Gracias gracias Hermanos por la información tan importante y maravillosa de las estrellas y de interés para nosotros gracias mil gracias 💜

Enhorabuena por esta saga de la vida de las estrellas, explicada genial al menos para nivel usuario o aficciónados a intentar entender la astrofísica como yo. Gracias

Excelente información genial

Se pueden ver el amor con este metodo? Asi como se ve la depresion y la ansiedad.

Gracias Pedro! Me viene genial para mi examen de rayos de mañana jjejeej

Enhorabuena