LAS ESTRELLAS
Las estrellas son cuerpos celestes, se puede decir que es como un cumulo de materia en estado de plasma.
Las estrellas tienen su evolución, se forman, consumen los elementos que forman sus núcleos, dado esto cuando los elementos se agotan: devuelven material al espacio. Todo esto se define como el ciclo de vida de una estrella.
El tiempo de una de vida una estrella depende de dos factores, la masa inicial y la composición química inicial.
La estructura interna de la estrella influye en su evolución, ya que esta depende de la masa de la estrella.
En 1938 Hans Nethe y Carl Von Weizsaker, independientemente descubrieron que son posibles reacciones en las que interviene el carbono como catalizador. cuatro núcleos de hidrógeno forman un núcleo de helio, al final del ciclo, el carbono, al actuar como catalizador, se regenera. este proceso es el determinado ''ciclo del carbono'' (CNO). El proceso de fusión utilizado por la estrella depende de su masa, una estrella como el Sol utiliza principalmente el proceso protón-protón, y las estrellas masivas utilizan principalmente el ciclo del carbono.
El espacio entre las estrellas no se encuentra vació, contiene materia en forma de gas y partículas como polvo interestelar.
El elemento mas abundante del medio interestelar es el hidrógeno, que se encuentra agrupado a densidades extremadamente bajasen vastas regiones reciben el nombre de nebulosas. 
Nebulosa de Orion se encuentra a unos 1.500 años luz de distancia.
FORMACION
Las estrellas se forman a partir del material existente en las frías nubes moleculares. En los lugares concentración de densidad, toda la materia de la nube empieza a agruparse debido a la fuerza gravitatoria se comienza un proceso de contracción gravitatoria de la nube.
Una vez iniciada la contracción de la nube , esta se esparce en regiones mas pequeñas denominados núcleos. Cada núcleo sigue en contracción, con el aumento de la densidad la temperatura aumenta, por lo que es necesario que el núcleo se enfrié para poder continuar con la contracción, pues el calentamiento del mismo produce expansión, oponiéndose a la contracción. En este proceso se que el hidrogeno juega un papel muy importante en este enfriamiento.
A medida que el núcleo se contrae, comienza a rotar cada vez mas rápido a esto se le llama principio de conservación del momentum angular y producto de la mayor densidad, la probabilidad de colisión de átomos aumenta, esto implica un aumento de temperatura. Una vez que el núcleo se vuelve esférico se denomina protoestrella..
Protoestrellas en la nebulosa de color dorado observadas por el telescopio espacial Hubble.
A medida que la temperatura aumenta. las colisiones son mas frecuentes, por lo cual los átomos pierden sus electrones y la materia alcanza progresivamente su cuarto estado el plasma. Todas las estrellas están formadas por plasma.
si la nube es lo suficiente masiva, el aumento de la temperatura en el centro alcanza un valor critico, que es cercano a los 10 millones de grados kelvin. A estas temperaturas , los átomos ionizados se mueven a altas velocidades, los protones de los núcleos vencen la repulsión eléctrica y comienzan reacciones nucleares de fusión y como consecuencia de esto la generación de energía. En este momento se dice que ha nacido la estrella.
SECUENCIA PRINCIPAL
La secuencia principal es un periodo de relativa estabilidad donde la estrella mantiene un radio constante debido al equilibrio hidrostático, y su principal característica es la fusión de hidrogeno en helio con la consecuente generación de energía.
Equilibrio hidrostático es la igualdad entre la presión producida por la gravedad que tiende a contraer la estrella y la presión del gas que tiende a expandirla, a la presión del gas d agrega la presión de la radiación, producto de energía que fluye en forma de fotones al exterior. la suma de gravedad, presión de gas y presión de radiación será cero mientras la estrella se mantenga en equilibrio hidrostático.
El color de una estrella depende de su temperatura ''efectiva'' que esta relacionada con una temperatura ''superficial'' y ésta de la masa de la estrella. así estrellas menos masivas serán mas frías y estrellas mas masivas mas calientes, por lo general encontraremos estrellas en secuencia principal de diferentes colores, las enanas de color rojo y amarillo y las gigantes de color azul.
El tiempo de una estrella pasa en la secuencia principal, depende de la cantidad inicial de hidrogeno en el núcleo.
Hacia el final de la secuencia principal una estrella como el Sol posee un núcleo
en que mas del 93% de su masa es de helio inerte, siendo el resto de su masa
hidrogeno que aun realiza su proceso de fusión.
ETAPAS DESPUES DE LA SECUENCIA PRINCIPAL
Una estrella pasa tiempos extremadamente largos en secuencia principal, a tal punto que sus vidas duran mas que la edad actual del universo. Las predicciones teóricas indican que la temperatura en su interior nunca se elevara lo suficiente como para que comience la fusión del helio. El hidrogeno continuara fusionándose hasta que se agote. El núcleo se contraerá convirtiéndose en un objeto compacto denominado enana blanca, que lentamente se enfriara, pasándose a denominar enana negra.
Para el caso de estrellas tipo solar, el núcleo de helio inerte crece hasta que alcanza el 12% de la masa de Shomberg-Chandraseckar, la contracción del núcleo se ha degenerado. El núcleo de helio estático se encuentra envuelto por una capa de hidrogeno en fusión, que produce la expansión de la región mas extensa, producto de lo cual la fotosfera de la estrella se enfría, disminuyendo su temperatura a unos 3.400 K y produciendo su enrojecimiento. Cuando esto sucede la estrella se ha convertido en subgigante roja.
Por otra parte, la envoltura conectiva crece hacia el núcleo alcanzando la zona donde se realizaba la fusión, transportando elementos producidos por la fusión hacia la fotosfera, en el denominado primer dragado. Cuando la estrella deja de expandirse, la energía que se usaba para expandir la estrella se libera aumentando su luminosidad. Cuando esto sucede la estrella se ha convertido en una gigante roja. En esta fase, el Sol pasara unos mil millones de años y puede llegar a expandirse mas allá de la órbita terrestre.
Cuando el núcleo posee el 45% de la masa de la estrella, la temperatura se incrementa a unos 100 millones de grados Kelvin, alcanzada esta temperatura, comienzan las reacciones de fusión del helio al mismo tiempo en todo el núcleo, llamado encendido. Las reacciones se producen a travez del proceso llamada triple alfa. Tres átomos de helio forman un átomo de carbono.
Con el aumento de la temperatura, los electrones aceleran, aumentando los estados disponible, rompiéndose la degeneración, lo que produce un aumento de la presión que conlleva a una expansión masiva, violenta, por lo que la generación de energía disminuye , y por ende la luminosidad y por lo tanto el equilibrio hidrostático hace que la estrella nuevamente se contraiga. Finalmente se llega a un estado de estabilidad, se mantiene la fusión del helio en estado estacionario.
Al final de la secuencia principal una estrella mas masiva que el Sol
esta compuesta de un núcleo de helio en contracción, rodeado de una
capa de hidrogeno que se ha comenzado a expandirse.
Supergigante roja, es cuando el núcleo progresivamente se convierte en un núcleo de carbono, una vez terminado este proceso, el núcleo tiende a contraerse, esto conlleva a aumentos en la temperatura y la presión del núcleo. Si la estrella tiene la masa suficiente, las capas e helio periféricas al núcleo del carbono alcanzan la temperatura suficiente para comenzar reacciones de fusión, esto produce un importante aumento de la generación de energía es cuando la estrella se ha convertido en ya nombrada.
A medida que la evolución de la supergigante prosigue, el nucleo
va convirtiendo cada vez alementos mas pesados, y la estructura de
la estrella se compone de capas (igual que una cebolla) que contienen
elementos mas livianos hacia la periferia.
ENANAS BLANCAS
se puede decir que una enana blanca, es lo que queda de una estrella cuando tal acaba su combustible que es el desnito de muchas estrellas incluyendo el Sol.
Cuando una enana blanca alcanza una temperatura superficial de una 30.00K su radiación hace brillar las capas en expansión, produciendo un fenómeno denominado nebulosa planetaria.
Nebulosa planetaria, Hélice, observada en infrarrojo (izquierda) y en el visible (derecha), la forma de anillo se debe que al ser vistas desde ñas tierra se observan capas de diferentes grosor.
SUPERNOVA
Se puede decir que es la explosión de una estrella que lanza la mayor parte de su masa alrededor de ella.
EXPLOSION
Ya sea por rebote o por empuje producido por los neutrinos, capas en torno del núcleo viajan hacia afuera, mientras las capas externas están en caída libre. el rebote seria un efecto local que se propaga hacia el exterior, mientras que los neutrinos pueden empujar las distintas capas en la medida que escapan. La presión de los neutrinos y del rebote de las capas, sobre las capas externas al núcleo producen una onda de choque supersónica que viaja, en fracciones de segundo, desde el núcleo a la periferia.
El aumento de temperatura en las capas exteriores inicialmente en colapso producido por la onda de choque que viaja a través de ellas, provee la energía suficiente para que en solo fracciones de segundo se produzcan reacciones termonucleares que forman elementos mas pesados que el hierro, a este proceso se le denomina nucleosintesis explosiva, siendo esta altamente energética y hace que se expulsen al medio interestelar una gran cantidad de partículas y fotones , a tal punto, que la estrella puede llegar a brillar mas que toda la galaxia huésped, la que poseen un promedio unas 100000000000 estrellas. A este fenómenose le denomina explosión de supernova o simplemente supernova.
la supernova 1987 (izquierda), diez días después de la explosión y su progenitora
(indicada por la flecha a la derecha).
Las capas exteriores caen mientras que las capas mas cercanas al núcleo han rebotado.
Al interior permanece el núcleo compacto convertido en una ''protoestrella de neutrones''.
AGUJEROS NEGROS
Es un objeto tan masivo que la velocidad de escape en una región encerrada por una frontera puede ser igual o mayor a la luz, debido a lo anterior seria invisible. Es un cuerpo tan denso que ni la luz puede escapar de el.
Estructura de un agujero negro tipo estelar (rotante), se observa el horizonte de los eventos
y la denominada ergosfera.
el documento siguiente podrán obtener mas información sobre este tema ya que es el material base de nuestro resumen
1 comentario:
"las estrellas van cada vez siendo más luminosas y más alta temperatura", dicen en todas partes, pero ¿por qué": porque los elementos producidos en la fusión que hay son más pesados y se van concentrando en el núcleo, que cada vez es más denso, cada vez tiene máyor fuerza de contracción gravitatoria y temperatura, y ese aumento de presión y temperatura provoca aumento de la fusión que hay en el núcleo y fuerza expansiva para contrarrestar.
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