Estrellas
Evolución Estelar
La evolución de una estrella esta dada en principio por la cantidad de materia de la cual está formada, en otras palabras la masa de la estrella. Básicamente una estrella de mayor masa consume su combustible de forma más rápida que una de menor masa, transitando a través del diagrama H-R mas rápidamente, estando poco tiempo dentro de la secuencia principal como se ha mencionado anteriormente.
Antes de entrar en la secuencia principal y convertirse por definición en una estrella la misma debe formarse a partir de la contracción de una nube de gas y polvo. En la siguiente secuencia se expone la etapa anterior a la formación de una estrella, la evolución de las denominadas estrellas presecuencia:
- 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.
A partir de este punto la estrella comienza su recorrido por el diagrama H-R, comenzando desde arriba a la izquierda si se trata de una estrella muy luminosa y caliente de gran masa o desde abajo a la derecha si es una estrella mas fría y menos luminosa de masa mas baja.
Dependiendo de la masa de la estrella recién formada su camino evolutivo puede dividirse en tres, la primer división comprende las estrellas de entre 0.8 y 11 masas solares, la segunda entre las estrellas de 11 y 50 masas solares, y por ultimo las estrellas de mas de 50 masas solares.
Estrellas entre 0.8 y 11 masas solares
Abajo se muestra el recorrido sobre el diagrama H-R de una estrella del tipo solar,desde la etapa de proto estrella (estrellas presecuencia) hasta su evolución final como enana blanca hacia abajo a la izquierda del gráfico.
Estrellas entre 11 y 50 masas solares
Una supernova de tipo II es la que expele sus capas exteriores a causa de una enorme onda de choque producto del colapso gravitacional. La onda de choque actúa sobre la estrella produciendo un rebote que permite que la mayor parte de la masa de la estrella sea expulsada violentamente. El remanente de este fenómeno es una estrella de neutrones que llegado el caso se la detectaría como un pulsar.
Una de las consecuencias del suceso es la producción de materiales pesados que la estrella no puede crear mediante el normal proceso de fusión, dado que en condiciones normales solo les es posible fusionar elementos después del Hierro, a causa de que la fusión del hierro consume más energía de la que produce.
Otra importante consecuencia es la onda de choque producida en el espacio, capaz de reunir gases para comenzar la formación de nuevas estrellas. Gracias a las supernovas de tipo II se pueden determinar enormes distancias, dado que su magnitud absoluta es constante es posible medir su magnitud aparente y determinar fácilmente la distancia que nos separa.
A continuación se exponen algunas características de las supernovas tipo II:
- Tipo de población estelar: I
- Magnitud Absoluta máxima: -16,5
- Tiempo de extinción desde el máximo: 125 días.
- Tiempo para alcanzar el máximo: 10 días.
- Espectro: tipo nova.
- Lugar y tipo de galaxia: espirales en zonas periféricas. No se conocen en elípticas o irregulares.
El proceso por el cual las estrellas comienzan a fusionar elementos cada vez mas pesados mas allá del Helio se denomina nucleosíntesis.
Estrellas con más de 50 masas solares
Las supernovas tipo Ib son aquellas en las cuales su espectro no presenta líneas de Hidrógeno pero si de Helio. Como ejemplo tenemos a SN 1984L.
Clasificación de supernovas
» Fusión: reacción Protón-Protón
» Temperaturas. Tipo espectral.
