Las estrellas
Nacimiento
• El nacimiento de una estrella está siempre
rodeado de una nube de polvo, se ve como
una especie de capullo de polvo, que es la
culpable de que no se pueda observar el
momento en el que arranca su formación.
• La gravedad hace que se colapse, provocando
un aumento grande de temperatura que llega
a ocasionar reacciones termonucleares, del
tipo de la desintegración de los átomos. El
hidrogeno se transforma en helio y se
produce una enorme cantidad de energía. La
estrella ya está en marcha y empieza a radiar
luz.
Tipos de estrellas
• Una gigante roja es una estrella de masa baja
o intermedia que, tras haber consumido el
hidrógeno en su núcleo lo convierte en helio
por fusión nuclear, comienza a quemar
hidrógeno en una cáscara alrededor del
núcleo de helio inerte. Esto tiene como
primer efecto un aumento del volumen de la
estrella y un enfriamiento de su superficie,
por lo que su color se torna rojizo.
• Una enana blanca es un remanente estelar
que se genera cuando una estrella de masa
menor a 9-10 masas solares ha agotado su
combustible nuclear. De hecho, se trata de
una etapa de la evolución estelar que
atravesará el 97% de las estrellas que
conocemos, incluido el Sol. Las enanas
blancas son, junto a las enanas rojas, las
estrellas más abundantes en el universo.
• Una estrella de neutrones es un remanente
estelar dejado por una estrella súper gigante
después de agotar el combustible nuclear en su
núcleo y explotar como una supernova tipo II,
tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas
estrellas están compuestas principalmente de
neutrones, más otro tipo de partículas tanto en
su corteza sólida de hierro, como en su interior,
que puede contener tanto protones y electrones,
como piones y kaones.
Evolución
• Gracias a compresiones originadas quizás por la explosión de una
supernova cercana una nube de gas y polvo comienza a contraerse,
liberando energía potencial que se transforma en energía del gas y
en radiación. La nube posee unas 100 unidades astronómicas de
diámetro.
• En el núcleo de la nube la energía se convierte en calor. Comienza la
presión del gas al oponerse a la contracción. El Hidrógeno presente
en la nube es principalmente Hidrógeno molecular.
• En este punto la presión crece lentamente. La temperatura ronda
los 1800 grados Kelvin. A los 10E40 grados Kelvin el Hidrógeno se
ioniza (se transforma en Hidrógeno atómico). En esta fase de su
evolución la protoestrella es del tipo T Tauri, una estrella variable
irregular, con líneas espectrales de emisión por el gas frío que rodea
a la estrella mas caliente.
Muerte
• Tras desprenderse de sus capas exteriores, la
estrella se comprime y forma una enana
blanca muy densa. Una cucharada de té de
materia proveniente de una enana blanca
pesaría hasta 100 toneladas. A lo largo de
billones de años, la enana blanca se enfría y
se vuelve invisible.
• Las estrellas más pesadas que ocho veces la masa del Sol
terminan sus vidas muy repentinamente. Cuando se les
acaba el combustible, se dilatan hasta convertirse en
súper gigantes rojas. Tratan de mantenerse vivas
consumiendo diferentes combustibles, pero esto funciona
sólo durante unos cuantos millones de años. Tras ello,
producen una enorme explosión de supernova.
• Durante aproximadamente una semana, el brillo de la
supernova sobrepasa el de todas las demás estrellas de su
galaxia. Luego se desvanece rápidamente. Todo lo que
queda es un objeto minúsculo y denso (una estrella de
neutrones o agujero negro), rodeado por una creciente
nube de gas muy caliente.
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