Evolución estelar

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Representación artística del ciclu de vida d'una estrella similar al Sol

En astronomía, denominar evolución estelar a la secuencia de cambeos qu'una estrella esperimenta a lo llargo de la so esistencia.

Mientres enforma tiempu pensóse que les estrelles yeren enormes boles de fueu perpetuo. Nel sieglu XIX apaecen les primeres teoríes científiques sobre l'orixe de la so enerxía: Lord Kelvin y Helmholtz propunxeron que les estrelles estrayíen la so enerxía de la gravedá contraer gradualmente. Pero dichu mecanismu dexaría caltener la lluminosidá del Sol mientres namái unes decenes de millones d'años, lo que nun concordar cola edá de la Tierra midida polos xeólogos, que yá entós s'envaloraba en dellos miles de millones d'años. Esa discordancia llevó a la busca d'una fonte d'enerxía distinta a la gravedá; na década de 1920 Sir Arthur Eddington propunxo la enerxía nuclear como alternativa. Anguaño sabemos que la vida de les estrelles ta rexida por esos procesos nucleares y que les fases que traviesen dende la so formación hasta la so muerte dependen de les tases de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambeos que nelles se producen al variar la so temperatura y composición internes. Con éses la evolución estelar puede describise como una batalla ente dos fuerces: la gravitatoria, que dende la formación d'una estrella a partir d'una nube de gas tiende a estruyila y a conducila al colapsu gravitatoriu, y la nuclear, que tiende a oponese a esa contracción al traviés de la presión térmica resultante de les reacciones nucleares. Anque finalmente'l ganador d'esta batalla ye la gravedá (yá que en dalgún momentu la estrella nun va tener más combustible nuclear qu'emplegar), la evolución de la estrella va depender, fundamentalmente, de la so masa inicial y, de segundes, de la so metalicidá y la so velocidá de rotación lo mesmo que de la presencia d'estrelles compañeres cercanes.

Una estrella de metalicidá solar, baxa velocidá de rotación y ensin compañeres cercanes, traviesa les siguientes fases, conforme a la so masa inicial:[1][2]

Rangu de mases   Fases evolutives Destín final
Masa baxo: M 0,5 MSol PSP SP SubG GR EB
Masa entemedio: 0,5 MSol M 9 MSol PSP SP SubG GR AR/RH RAG NP+EB
Masa elevao: 9 MSol M 30 MSol PSP SP SGAz SGAm SGR SN+EN
Masa bien elevao: 30 MSol M PSP SP SGAz/WR VLA WR SN/BRG+AN
Trayectories evolutives d'estrelles de distintes mases representaes nun diagrama de Hertzsprung-Russell.

Los nomes de les fases son:

Una estrella puede morrer en forma de:

y dexar un remanente estelar:

Les fases y los valores llendes de les mases ente los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidá, de la velocidá de rotación y de la presencia de compañeres. Asina, por casu, delles estrelles de masa baxo o entemedia con una compañera cercana, o delles estrelles bien masives y de baxa metalicidá, pueden acabar la so vida destruyéndose por completu ensin dexar nengún remanente estelar.

L'estudiu de la evolución estelar ta condicionáu poles sos escales temporales, casi siempres bien cimeres a la d'una vida humana. Por ello non puede analizase el ciclu de vida completu de cada estrella individualmente, sinón que ye necesariu realizar observaciones de munches d'elles, caúna nun puntu distintu de la so evolución, a manera d'instantánees d'esi procesu. Nesti aspeutu ye fundamental l'estudiu de los cúmulos estelares, los qu'esencialmente son colecciones d'estrelles d'edá y metalicidá similares pero con un ampliu rangu de mases. Esos estudios depués compárense con modelos teóricos y simulaciones numbériques de la estructura estelar.

La presecuencia principal (PSP): De la nube molecular al entamu del quemáu d'hidróxenu[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Formación estelar
NGC 604, una rexón xigante de formación estelar na Galaxa del Triángulu

Les estrelles formar a partir del colapsu gravitatoriu y condensación d'inmenses nubes moleculares de gran densidá, tamañu y masa total. La metalicidá de la nube de gas va ser la que tengan les estrelles que se formen a partir d'ella. De normal, una mesma nube produz delles estrelles formando cúmulos abiertos con decenes y hasta centenares d'elles. Estos fragmentos de gas van convertir en discos de acreción o de acrecimiento de los cualos van surdir planetes si la metalicidá ye lo suficientemente elevada.

Sía como fora, el gas prosigue la so cayida escontra'l centru de la nube. Esti centru o núcleu de la protoestrella estrúyese más apriesa que'l restu lliberando mayor enerxía potencial gravitatoria. Aprosimao la metá d'esa enerxía irrádiase y l'otra metá invertir nel calentamientu de la protoestrella. D'esta forma'l núcleu aumenta la so temperatura cada vez más hasta encender el hidróxenu, momentu nel cual la presión xenerada poles reacción nucleares xube rápido hasta permediar la gravedá.

La masa de la nube determina tamién la masa de la estrella. Non tola masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte d'esi gas ye espulsáu cuando'l «nuevu sol» empieza a llucir. Cuanto más masiva sía esta nueva estrella más intensu va ser el so vientu estelar llegando al puntu de detener el colapsu del restu del gas. Esiste, por esi motivu, una llende máxima na masa de les estrelles que pueden formase en redol a les 120 ó 200 mases solares.[3] La metalicidá amenorga esa llende, daqué inciertu, por cuenta de que los elementos son más opacos al pasu de la radiación cuanto más pesaos. Polo tanto una mayor opacidá fai que'l gas frene'l so colapsu más rápido por acción de la radiación.

La continua llucha ente la gravedá, que tiende a contraer la nueva estrella, y la presión producida pol calor xeneráu nes reacciones termonucleares del so interior, ye'l principal factor que determina a partir d'entós la evolución de la estrella.

La secuencia principal (SP): La fase más llarga de la vida de les estrelles[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Secuencia principal
Esquema d'estrelles na so secuencia principal: Les zones con conveición apaecen representaes por bucles ente que les zones de radiación representar por fleches quebraes. Na gráfica representa una nana colorada, una naranxa de tamañu mediu y una xigante azul.

Llámase secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidróxenu nel so núcleu por aciu fusión nuclear. Equí la estructura de la estrella consta esencialmente d'un núcleu onde tien llugar la fusión del hidróxenu al heliu, y una envoltura que tresmite la enerxía xenerada escontra la superficie. La mayor parte de les estrelles pasen el 90% de la so vida, aprosimao, na secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Nesta fase les estrelles peracaben el so combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por períodos de 2-3 millones d'años, nel casu de les estrelles más masives y calientes, a miles de millones d'año si tratar d'estrelles de tamañu mediu como'l Sol, o hasta decenes o inclusive centenares de miles de millones d'años nel casu d'estrelles de poca masa como les nanes coloraes. Amodo, la cantidá d'hidróxenu disponible nel núcleu mengua, colo qu'ésti hai de contraer p'aumentar la so temperatura y poder detener el so colapsu gravitacional. Les temperatures del núcleu estelar más elevaes dexen fundir, progresivamente, nueves capes d'hidróxenu ensin procesar. Por esti motivu les estrelles aumenten la so lluminosidá mientres la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.

Nuna estrella de secuencia principal estremamos dos maneres de quemar l'hidróxenu del núcleu, les cadenes PP o cadenes protón-protón y el ciclu CNO o ciclu de Bethe.

CadenaPP.png
CicloCNO.png

Les cadenes protón-protón llámense asina porque son el conxuntu de reacciones que parten de la fusión d'un ion de hidróxenu con otru igual, o lo que ye lo mesmo, d'un protón con otru protón. Les sigles del ciclu CNO faen referencia a los elementos qu'intervienen nes sos reacciones, el carbonu, el nitróxenu y el osíxenu. Esti conxuntu de reacciones usa'l carbonu-12 como catalizador nuclear. El ciclu CNO ye muncho más sensible (dependiente) a la temperatura que les cadenes PP, polo qu'a temperatures elevaes (a partir de 2 × 107K) pasa a ser la reacción dominante y la qu'apurre'l gruesu de la enerxía de la estrella; esto asocede n'estrelles más masives qu'aprosimao 1,5 mases solares. Por cuenta de esa gran dependencia cola temperatura, los núcleos de les estrelles nes que predomina la cadena protón-protón son pequenos y convectivos, ente que aquellos nos qu'apodera'l cíclo CNO son mayores y radiativos. El menor tiempu limitante de les estrelles CNO tamién fai que consuman en muncho menos tiempu'l so hidróxenu.

Ver tamién: Cadenes PP y Ciclu CNO

La evolución posterior a la secuencia principal: La vieyera de les estrelles[editar | editar la fonte]

Cuando l'hidróxenu sume nel centru de la estrella, la estrella empieza la so vieyera. A partir d'esti momentu, la so evolución va ser bien distinta en función de la so masa.

Estrelles de masa baxo y entemedia ( M < 9 MSol )[editar | editar la fonte]

Fase de subgigante (SubG)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Subgigante

Cuando una estrella de menos de 9 mases solares escosa l'hidróxenu nel so núcleu, empieza a quemar nun pulgu alredor d'ésti. Como resultancia, la estrella encher y la so superficie esfrezse, polo que se mueve escontra la derecha na diagrama Hertzsprung-Russell ensin variar enforma la so lluminosidá. Esta fase ye la de subgigante y ye un estáu entemediu ente la secuencia principal y la fase de xigante colorada.

Fase de xigante colorada (GR)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Xigante colorada

Al evolucionar una subgigante escontra la derecha (temperatures más baxes) na diagrama de Hertzsprung-Russell, nun momentu dáu l'atmósfera de la estrella algama un valor críticu de la temperatura que fai que la lluminosidá aumente espectacularmente ente que la estrella encher hasta algamar un radiu cercanu a los 100 millones de km: la estrella convirtióse asina nuna xigante colorada. Envalórase que dientro d'unos 5-6 millardos d'años el Sol va llegar a esta condición y va taramiar a Mercuriu, a Venus y quiciabes a la Tierra.

Al igual qu'una subgigante, una xigante colorada deriva la so enerxía de quemar hidróxenu n'heliu nun pulgu alredor del so núcleu inerte d'heliu. La fase de xigante colorada termina cuando dichu heliu encender por aciu el procesu triple-alfa. N'estrelles con masa inferior a 0,5 mases solares, la temperatura central nunca apuerta a lo suficientemente alta como por que se active'l procesu triple-alfa, polo que pa elles ésta ye la última fase na que la estrella soportar a sigo mesma con reacciones nucleares.

Mientres la fase de xigante colorada produzse'l primera dragáu» (first dredge-up n'inglés), nel que'l material procesáu nuclearmente nel interior de la estrella ye tresportáu pola conveición (mesma de la envoltura de les xigantes coloraes) hasta la superficie, tornándose asina detectable.

Ver tamién: Procesu triple-alfa

Fase del apelotonamiento coloráu (AR) o de la caña horizontal (RH)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Caña horizontal

Al encender l'heliu n'estrelles de más de 0,5 MSol de masa inicial, la lluminosidá de la estrella baxa llixeramente y el so tamañu mengua. Pa estrelles de metalicidá solar, la temperatura superficial nun varia enforma con al respective de la fase de xigante colorada y esta fase recibe'l nome de apelotonamiento coloráu (n'inglés, rede clump) pos les estrelles de mases similares apaecen arrexuntaes alredor d'un puntu de la diagrama Hertzsprung-Russell. Pa estrelles de menor metalicidá, la temperatura superficial aumenta y esta fase recibe'l nome de caña horizontal (n'inglés, horizontal branch), pos les estrelles de mases similares apaecen distribuyíes a lo llargo d'una llinia de temperatura variable y lluminosidá constante en dichu diagrama.

El procesu de quemáu o fusión del heliu llevar a cabu por un conxuntu de reacciones que reciben el nome de triple-alfa porque consiste nel tresformamientu de tres núcleos d'heliu-4 n'unu de carbonu-12. A estes altures el núcleu amontó la so densidá y la so temperatura hasta llegar a los 100 millones de K (108 K). Na etapa del quemáu del hidróxenu'l beriliu-8 yera un elementu inestable que se descomponía en dos partícules alfa tal que se ve na cadena PP III y a les temperatures de la segunda etapa de fusión sigue siéndolo. Asocede que, a pesar de la so inestabilidá, un bon porcentaxe del beriliu producíu pola fusión de dos núcleos d'heliu-4 acaba xuniéndose a otra partícula alfa primero que tenga tiempu de desintegrarse. Asina, nel núcleu de la estrella siempres hai una cierta cantidá de beriliu nun equilibriu que resulta del balance ente'l fabricáu y el que se desintegra. La siguiente reacción de conversión del carbonu en osíxenu produzse de siguío con relativa frecuencia. El problema ye que se desconoz la sección eficaz de dicha reacción polo que nun se sabe en qué proporciones formen dambos elementos. Polo que respecta al tresformamientu del osíxenu-16 en neón-20 ésta tien una contribución pequena pero non despreciable. A lo último, malapenes unes poques traces de magnesiu van producir nesta segunda etapa.

Del heliu pasar al carbonu y al osíxenu asina que los elementos entemedios (Be, B y Li) nun se formen nes estrelles. Estos fabríquense nel mediu interestelar poles desintegraciones del carbonu, nitróxenu y osíxenu producíes polos rayos cósmicos (protones y electrones). Otru aspeutu interesante na fusión del heliu ye'l pescuezu de botella que se produz al nun podese fabricar elementos con mases atómiques de valores 5 y 8 una y bones los isótopos con dichu númberu másico son siempres altamente inestables. Asina, les interacciones ente l'heliu-4 y otros protones o otros núcleos d'heliu-4 nun inflúin na composición de estrellar pero sí que, a la llarga, van dir entorpeciendo cada vez más hasta amenorgar descomanadamente'l rendimientu de les reacciones de fusión del hidróxenu.

Ver tamién: Procesu triple-alfa

Fase de la caña asintótica de les xigantes (RAG)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Caña asintótica xigante

Llegáu'l momentu, l'heliu del núcleu de la estrella escosar de la mesma manera qu'antes s'escosó l'hidróxenu a la fin de la secuencia principal. La estrella pasa entós a quemar l'heliu en capa y l'estrella vuelve esguilar la diagrama Hertzsprung-Russell mientres la so temperatura superficial amenórgase y l'estrella vuelve enchese. Como la trayectoria siguida asemeyar a la que fixo antes na fase de xigante colorada, esta fase conozse como la caña asintótica de les xigantes (n'inglés, asymptotic giant branch). La estrella va acabar enchiéndose hasta un tamañu d'aprosimao'l doble del que consiguió na fase de xigante colorada.

Nesta fase la estrella algama la mayor lluminosidá qu'enxamás va consiguir, yá que al terminala va quedar ensin combustible nuclear. Nella producen el segundu y el tercer dragaos, nos que material reprocesado nuclearmente apruz na superficie. Asina mesmu, a la fin d'esta fase la estrella puede consiguir reactivar el quemáu d'hidróxenu nuna capa relativamente esterna de la estrella. La posibilidá de quemar dos especies distintes (hidróxenu y heliu) en dos región de la estrella va inducir una inestabilidá que va dar llugar a pulsos térmicos, que van causar un fuerte aumentu na perda de masa de la estrella. Asina, la estrella va acabar espulsando les sos capes esteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada pol núcleu de la estrella, que acabará per convertir se nuna nana blanca.

Estrelles de masa elevao ( 9 MSol < M < 30 MSol )[editar | editar la fonte]

Capes de fusión nuna estrella agonizante nos sos últimos momentos antes del colapsu final.

Les estrelles de masa cimero a 9 MSol tienen una evolución radicalmente distinta a les de masa inferior por trés razones:

  1. Les temperatures nel so interior son los abondo altes como pa quemar los elementos resultantes del procesu triple-alfa en fases socesives hasta llegar al fierro.
  2. La lluminosidá ye tan alzada que la evolución posterior a la secuencia principal dura namái d'unu a unos pocos millones d'años.
  3. Les estrelles masives esperimenten tases de perda de masa enforma mayor que les de masa inferior. Esi efectu va condicionar el so desplazamientu na diagrama de Hertzsprung-Russell.

Con éses les estrelles de más de 9 MSol van travesar fases socesives de quemáu d'hidróxenu, heliu, carbonu, neón, osíxenu y siliciu. A la fin de dichu procesu, la estrella va acabar con una estructura interna similar a la d'una cebolla, con diverses capes, caúna d'una composición distinta.

Fases de supergigante azul (SGAz) y supergigante mariella (SGAm)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Supergigante azul

Al acabar de quemar hidróxenu na secuencia principal, les estrelles de masa elevao muévense rápido na diagrama Hertzsprung-Russell d'esquierda a derecha, esto ye, calteniendo una lluminosidá constante pero cola so temperatura superficial escayendo rápido. Con éses la estrella pasa rápido (en decenes de miles d'años o inclusive menos) poles fases de supergigante azul (temperatura superfcial en redol a los 20.000 K) y supergigante mariella (temperatura superficial en redol a los 6.000 K) y, na mayoría de los casos, casi tol quemáu del heliu produzse yá na siguiente fase (la de supergigante colorada). Sicasí, pa delles mases y metalicidaes, los modelos teóricos.[1] predicen que'l quemáu d'heliu va producise cuando la superficie de la estrella tea relativamente caliente. Nesos casos, les fases de supergigante azul y/o mariella van poder ser relativamente llonxeves (centenares de miles a un millón d'años).

Fase de supergigante colorada (SGR)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Supergigante colorada

Les estrelles con mases entendíes ente 9 MSol y 30 MSol y metalicidá solar acaben les sos vides como supergigantes coloraes. Estos oxetos son les estrelles más grandes (en tamañu) del universu, con radios de delles unidaes astronómiques. Les supergigantes coloraes tienen elevaes tases de perda de masa, lo que fai qu'a la so alredor esistan grandes cantidaes de material espulsáu pola estrella.

Como yá se comentó, una estrella d'esti rangu de mases ye capaz de quemar distintos elementos hasta llegar al fierro. A partir d'ende, yá nun ye posible estrayer enerxía de reacciones nucleares y desencadénase una supernova de colapsu gravitatoriu. El remanente estelar va ser na mayoría de los casos una estrella de neutrones.

Estrelles de masa bien elevao ( M > 30 MSol )[editar | editar la fonte]

Al igual que les estrelles d'ente 9 MSol y 30 MSol, les estrelles d'esti grupu (les más masives de toes), son capaces de siguir quemando nuclearmente distintos elementos hasta llegar al fierro y producir una supernova. Sicasí, esisten dos estremes fundamentales col rangu de mases anterior:

  1. Les tases de perda de masa son tan alzaes que la estrella non puede movese hasta l'estremu derechu de la diagrama Hertzsprung-Russell pa formar una supergigante colorada.
  2. El remanente final va ser na mayoría de los casos un furacu negru en cuenta de una estrella de neutrones.

Les estrelles de masa bien elevao son les más difíciles de modelar numbéricamente y les más sensibles a la influencia d'otros parámetros como la metalicidá o la velocidá de rotación. Por esa razón, la llende de 30 MSol que les dixebra de les del grupu anterior ye (a) relativamente inciertu y (b) bien dependiente d'esos parámetros secundarios.

Fase de variable lluminosa azul (VLA)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Variable lluminosa azul

Mientres escosen el so hidróxenu, les estrelles de masa bien elevao muévense a la derecha pa convertise en supergigantes azules, al igual que lu faen les estrelles de mases entendíes ente 9 MSol y 30 MSol. Al faelo, aumenta la opacidá de les sos atmósferes y avérense peligrosamente al llende de Eddington. Esto fai qu'entren nuna fase altamente inestable llamada de variable lluminosa azul (VLA, n'inglés, luminous blue variable o LBV) mientres la cual esprender de les sos capes esteriores. La VLA más famosa ye Eta Carinae, que espulsó unes 10 mases solares de material nuna eyección de materia que tuvo llugar a mediaos del S XIX.

Fase d'estrella Wolf-Rayet (WR)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Estrella de Wolf-Rayet

De resultes de la fuerte perda de masa de les estrelles más masives, especialmente mientres la fase de VLA, dichos oxetos acaben per desaposiar se de les sos capes más esternes pa presentar unes atmósferes con bien baxos o nulos conteníos d'hidróxenu. Diches estrelles llámense Wolf-Rayet y caracterícense por tener intenses llinies d'emisión d'elementos como l'heliu, el carbonu, el nitróxenu y l'osíxenu. Otra característica peculiar d'estes estrelles ye la gran diferencia en masa ente'l so estáu actual y el so estáu inicial, asina cómo que sían menos lluminoses que les sos estrelles proxenitores. Asina, una estrella Wolf-Rayet de 8 mases solares bien pudo empecipiar la so vida na secuencia principal con 100 MSol. Les estrelles más masives de toes lleguen a tener vientos estelares tan fuertes que s'esprenden de les sos capes esteriores d'hidróxenu inclusive antes de llegar a la fase de VLA.

A la fin de la fase Wolf-Rayet, la estrella escosa'l so combustible nuclear y muerre produciendo un biltu de rayo gamma.

El destín final de les estrelles: Muertes más o menos violentes[editar | editar la fonte]

Nebulosa planetaria + nana blanca ( M < 5 MSol )[editar | editar la fonte]

La nebulosa Ojo de gatu ye una nebulosa planetaria que se formó tres la muerte d'una estrella de masa similar a la del Sol. El puntu lluminosu nel centru señala l'allugamientu del remanente estelar.
Artículu principal: Nebulosa planetaria

Les estrelles de masa inferior a 5 mases solares espulsen les sos capes esteriores mientres la fase de xigante colorada y, sobremanera, la fase de caña asintótica xigante (les de más de 0,5 mases solares). El remanente estelar resultante ye'l núcleu dexeneráu desnudu de la estrella, con una composición rica en carbonu y osíxenu na mayoría de los casos (anque pa les estrelles de menor masa l'elementu dominante ye l'heliu y pa les de mayor masa tamién puede haber neón). Dichu remanente ye una nana blanca y la so superficie ta primeramente a temperatures bien elevaes, del orde de 100.000 K. La radiación emitida pola estrella ioniza les capes apocayá espulsaes, dando llugar a una nebulosa d'emisión del tipu nebulosa planetaria. Con éses les estrelles aisllaes de masa baxo y entemedia acaben les sos vides d'una forma relativamente pocu violenta.

La nebulosa planetaria ye observable mientres la nana blanca ye lo suficientemente caliente como para ionizar l'hidróxenu que ye'l so componente principal; esti periodu dura unos 10.000 años. Les nanes blanques esfrécense rápido de primeres, pero la tasa ralentízase dempués. Una nana blanca nun tien fontes d'enerxía propies (sacante mientres el periodu de cristalización), polo que la so lluminosidá vien de la so enerxía térmica almacenada. Asina, adulces va dise apagando hasta esfrecese a temperatures d'alredor de los 2000K, al baxar la temperatura la presión de dexeneración de los electrones nun ye abondu pa detener el colapsu gravitatoriu y por efectu Bysen-BoH prodúcense les llamaes novas de clase II, esplosiones bien enerxétiques que se creen vitales pa la formación d'organismos vivos.

Supernova/biltu de rayo gamma + estrella de neutrones/agujero negru/nada ( M > 9-10 MSol )[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Agujero negru

Les estrelles de más de 9-10 mases solares (el valor esactu de la llende nun se conoz con precisión y puede depender de la metalicidá) evolucionen al traviés de toles fases de fusión hasta llegar al picu del fierro» pa escosar asina tola enerxía potencial nuclear de que disponen. Les últimes fases de quemáu trescurre caúna más rápido que l'anterior hasta llegar a la fusión del siliciu en fierro, que tien llugar nuna escala de díes. El núcleu, incapaz de xenerar más enerxía, nun puede aguantar el so propiu pesu nin el de la masa que tien percima, polo que colapsa. Mientres la contracción gravitatoria final producen una serie de reacciones que fabriquen ensame d'átomos más pesaos que'l fierro por aciu procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa d'esi núcleu inerte el remanente que va quedar va ser una estrella de neutrones o un furacu negru. Cuando'l remanente inicial sía una estrella de neutrones, una onda de choque va arrobinar poles capes esteriores, que van salir rebotadas pa escontra fora. Diches capes reciben amás un escedente d'enerxía de les reacciones nucleares producíes nel últimu estertor de la estrella, bona parte d'él en forma de neutrinos. La conxunción d'esos dos efectos da llugar a una supernova de colapsu gravitatoriu.

En función de la masa y de la metalicidá tenemos cuatro posibles destinos pa les estrelles masives y bien masives:[2]

  • Pa la mayoría de les estrelles el remanente inicial va ser una estrella de neutrones y va producise una supernova.
  • Si la masa inicial de la estrella ye cimera a unes 30 mases solares (la llende esacta depende de la metalicidá), parte de les capes esteriores nun van poder escapar a l'atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y van cayer sobre ésta provocando un segundu colapsu pa formar un furacu negru como remanente final. Esti segundu colapsu produz un biltu de rayo gamma.
  • N'estrelles de masa cimero a 40 MSol y baxa metalicidá el remanente inicial ye un furacu negru, polo que les capes esteriores nun podríen en principiu rebotar contra él pa producir una supernova. Sicasí, los modelos actuales nun refuguen que pueda producise una supernova débil, sobremanera si la velocidá de rotación de la estrella ye alzada. Esti grupu d'oxetos tamién produz un biltu de rayo gamma.
  • Pal infrecuente casu d'estrelles de bien baxa metalicidá y masa ente 140 MSol y 260 MSol esiste una última posibilidá: una esplosión de supernova producida pola creación de pares electrón-positrón. En dichu caso la estrella se desintegra por completu ensin dexar un remanente.

L'efectu na evolución de la metalicidá, la rotación y la presencia d'estrelles compañeres[editar | editar la fonte]

La metalicidá[editar | editar la fonte]

Les primeres estrelles del Universu taben compuestes de forma casi esclusiva por hidróxenu y heliu. La nucleosíntesis estelar y posterior espulsión al mediu interestelar arriqueció de metales (elementos más pesaos que l'heliu) les xeneraciones socesives d'estrelles. Asina, cuando'l Sol formóse, aprosimao'l 2% de la so masa yeren metales. La metalicidá tien los siguientes efectos sobre les estrelles:

  • Na secuencia principal, una estrella probe en metales ye más pequena en tamañu y la so atmósfera ye daqué más caliente que la d'una estrella de la mesma masa más rica en metales. Esti efectu deber a que los metales aumenten la opacidá d'una estrella, faciendo que s'absuerba más radiación na so atmósfera, amontándose en consecuencia'l so tamañu.
  • Pa la mayoría de les estrelles de masa Entemedia la metalicidá ye un factor crucial a la de decidir si'l quemáu d'heliu en núcleu producir na fase del apelotonamiento coloráu o na de la caña horizontal.
  • Pa les estrelles masives, la metalicidá determina la tasa de perda de masa por vientos estelares: a mayor metalicidá, más masa perdío. Esto fai que les fases que traviesa una estrella dependan fuertemente del so conteníu en metales. Por casu, la fase final d'una estrella de metalicidá solar y 40 mases solares ye la Wolf-Rayet, ente que una estrella de la mesma masa y menor metalicidá (con una tasa de perda de masa enforma menor) la fase final ye la de supergigante colorada.
  • De resultes de lo anterior, la masa del remanente d'una estrella tamién va depender de la so metalicidá. Asina, créese que nenguna de les estrelles de metalicidá claramente cimera a la solar ye capaz de retener abonda masa como pa convertise nun furacu negru.

La rotación[editar | editar la fonte]

Cuando una estrella xira a gran velocidá la so estructura interna pue ser bien distinta de la d'una estrella que rota amodo. L'aceleración centrífuga fai que la estrella espandir na so rexón ecuatorial y dexe de tener simetría esférica. L'enanche ecuatorial va acompañáu d'una diferencia de temperatura en función de la llatitú. Por casu, Vega (α Lyrae), una de les estrelles más brilloses del cielu y una rotadora rápida (nel so ecuador la velocidá ye de 275 km/s), tien una temperatura polar de 10.150 K y una temperatura ecuatorial de 7.900 K.[4] La rotación tamién provoca cambeos na tasa de perda de masa, con dos efectos distintos que favorecen el so aumentu: nos polos la mayor temperatura fai aumentar la presión de la radiación ente que nel ecuador l'aceleración centrífuga fai menguar la gravedá efectiva. Una elevada rotación tamién fai que la lluminosidá global sía mayor y que se produza un entemecíu mayor nel interior de la estrella, cola consecuencia de que'l tiempu de vida aumenta al amontase'l combustible nuclear disponible. Toos estos efectos interaccionan de la mesma cola metalicidá de la estrella, pudiendo alteriar les fases qu'una estrella masiva traviesa al dexar la secuencia principal. Asina, por casu, qu'una estrella de 30 mases solares iniciales convertir nuna Wolf-Rayet o nuna supergigante colorada depende de la so velocidá de rotación inicial.

La presencia d'estrelles compañeres[editar | editar la fonte]

Al dexar la secuencia principal una estrella encher. Si tien una compañera cercana orbitando a la so alredor, la espansión puede llegar al puntu d'enllenar el lóbulu de Roche de la estrella primaria, polo que l'atmósfera d'ésta empieza a vertise sobre la secundaria. A partir d'esi puntu la evolución de dambes estrelles puede trate fondamente alteriada, tantu tocantes a les sos mases y temperatures superficiales como tocantes a les fases que traviesen y el so destín final. Esisten diversos posibles destinos finales d'un sistema binariu nel que los dos compañeres topar a curtia distancia. Ente los más relevantes tán les supernoves de tipu Ia, los sistemes binarios de rayos X y los brotes de rayo gamma de curtia duración.

Escales de tiempu na vida de les estrelles[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Escales de tiempu estelares

Les estrelles son sistemes que permanecen estables mientres la mayor parte de la so vida. Pero los cambeos d'una fase a otra son etapes de transición que se rixen n'escales de tiempu muncho más curties. A pesar d'eso casi toles escales temporales superen con muncho a la humana. Podemos estremar trés esguiles de tiempu fundamentales:

Escala de tiempu dinámica[editar | editar la fonte]

Ésta ye la escala de tiempu que rixe nes ocasiones en que se produz una gran descompensación ente presión y gravedá. Esto ye asina nos momentos finales de la vida d'una estrella cuando les reacciones nucleares que sostienen a la estrella escosen el so combustible y vuélvense incapaces de frenar el colapsu. Felicidá esguila de tiempu ye del orde de:

segundos.

Asina, pal Sol el tiempu dinámicu ye de 1.600 segundos, esto ye, media hora aprosimao. Como se ve, si una de los dos fuerces fallara, los acontecimientos asocederíense bien rápido hasta volver restaurar l'equilibriu.

Escala de tiempu térmica[editar | editar la fonte]

Ésta ye la escala de tiempu que mide cuántu puede subsistir la estrella con una determinada lluminosidá a partir de les sos reserves de enerxía potencial gravitatoria (Ω). Esta escala de tiempu denominar tamién Tiempu de Kelvin. Esta escala, por casu, ye la que rixe la vida de les protoestrelles. El so valor ye del orde de:

años.

Pal Sol esto da unos 20 millones d'años. Mientres un tiempu ésta foi la única hipótesis pa esplicar la emisión d'enerxía del Sol, y foi un gran misteriu la discordancia ente esta curtia escala de tiempu, frente a los rexistros xeolóxicos que databen de miles de millones d'años tras. Esta situación caltener hasta que s'afayó la enerxía nuclear.

Escala de tiempu nuclear[editar | editar la fonte]

La escala de tiempu nuclear mide cuántu puede subsistir la estrella a partir de les sos reserves de hidróxenu, heliu o'l combustible que tea quemando nesi momentu. El so valor averáu pal casu del hidróxenu ye de:

años.

Pal Sol esto refundia unos 9 mil millones d'años, que ye un valor averáu pa la estancia del Sol na secuencia principal.

Queda claro pos que: .

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

Bibliografía[editar | editar la fonte]

  • Aparicio Juan, Antonio. (2001). Formación estelar en galaxes irregulares nanes próximes. Editorial Universidá de Granada. Granada, España. ISBN 84-338-0792-7
  • George Gamow: The Birth & Death of the Sun: Stellar Evolution and Subatomic Energy. Dover Publications (2005). ISBN 0-486-44231-4
  • Howard S. Goldberg: Physics of Stellar Evolution and Cosmology. M.Y. Sharpe (1982). ISBN 0-677-05540-4
  • Amos Harpaz: Stellar Evolution. AK Peters, Ltd. (1994). ISBN 1-56881-012-1
  • Mike Inglis: Observer's Guide to Stellar Evolution. Springer (2003). ISBN 1-85233-465-7
  • Mario Livio, Michael Fall: Unsolved Problems in Stellar Evolution (Space Telescope Science Institute Symposium Series). Cambridge University Press (April 13, 2000). ISBN 0-521-78091-8
  • Dina Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press (2000). ISBN 0-521-65937-X
  • Robert T. Rood, Alvio Renzini, José Franco, Steven M. Kahn, Andrew R. King, Barry F. Madore: Advances in Stellar Evolution (Cambridge Contemporary Astrophysics). Cambridge University Press (1997). ISBN 0-521-59184-8

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

Evolución estelar