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.: Evolución estelar
entre 0.8 y 11 masa solares | entre 11 y 50 masas solares | mas de 50 masas solares | supernovas
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.
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 y se describe a continuación:
| Tiempo | Evento |
| 1.000.000 de años antes de la explosión | El núcleo eleva su temperatura hasta los 170 millones e grados, comenzando una nueva reacción de fusión: el Helio se transforma en Carbono y Oxígeno. |
| 1.000 años antes de la explosión | Cuando la mayor parte del Helio del núcleo se agotó la energía no es suficiente como para contrarrestar la gravedad y la estrella se contrae. Periodos de contracción y expansión convierten a la estrella en variable. Cuando la contracción llega a elevar la temperatura del núcleo hasta los 700 millones de grados el Carbono comienza a fusionarse en Neon y Magnesio. |
| 7 años antes de la explosión | Cuando la temperatura del núcleo alcanza los 1.500 millones de grados los átomos de Neon se fusionan para producir Oxígeno y Magnesio. |
| 1 año antes de la explosión | Al incrementarse la temperatura del núcleo hasta los 2.000 millones de grados los átomos de Oxígeno mas comprimidos se fusionan para formar Silicio y Azufre |
| Pocos días antes de la explosión | Las enormes presiones elevan la temperatura por encima de los 3.000 millones de grados convirtiendo el Silicio y Azufre en una esfera de Hierro fuertemente comprimida que posee unas 1,44 masa solares aproximadamente. La estructura atómica del Hierro no permite que se fusione en átomos mas pesados, por tanto esta es la ultima reacción que tiene lugar en el núcleo. |
| Décimas de segundo antes de la explosión | El núcleo de Hierro llega al punto de máxima compresión, de solo el diámetro de la Tierra, la repulsión entre si de los núcleos atómicos produce que la parte interna del núcleo de Hierro se expanda y contraiga violentamente creando una onda de choque que recorre toda la estrella. |
| Milisegundos después de la explosión | El retroceso del núcleo arroja materia desde dentro hacia afuera en una onda explosiva que atraviesa capa a capa los diferentes elementos creados anteriormente, calentándolas y produciendo elementos mas pesados. |
| Segundos después de la explosión | La explosión libera el 99,5 por ciento de su energía en forma de neutrinos. Los neutrinos son el primer signo perceptible de la explosión de la estrella. Lo que queda ahora de la estrella es una esfera superdensa compuesta principalmente de neutrones, una estrella de neutrones. |
| Horas después de la explosión | Las ondas de choque hacen erupción a través de la superficie de la estrella, liberando gran parte de la masa hacia el espacio para formar una nube que será visible durante miles de años. |
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.
© Astronomía Sur | Actualizada: 12.10.2007 :.
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