Evolucion De Las Estrellas

Recibimos continuamente informaciones sobre estrellas en diferentes estadios:

- Azules, blancas, amarillas, rojas

- Gigantes, enanas

- Supernovas, púlsares, estrellas de quarks

- Etc. -

Para entender lo que son, y como han llegado hasta dichas fases, necesitamos conocer como evolucionan.

Referencias previas

1.- Evolución de su materia. Las estrellas nacen por compactación gravitatoria de "gas interestelar", compuesto actualmente por 75 % de Hidrógeno (H), 23 % de He (He) y 2 % de elementos de mayores pesos atómicos .

El H generado en el Big Bang, el He generado en el período inflacionario del Universo primigenio (primeros 500 millones de años) y los elementos pesados

generados en las Estrellas y en las Supernovas a lo largo de 13.000 millones de años).

Por presión gravitatoria sucesiva, en los núcleos estelares se van fusionando los núcleos atómicos, generando por transmutación, elementos progresivamente más pesados:

Estos son todos los elementos que se generan dentro de las estrellas durante sus vidas estables. Los demás elementos de la tabla periódica, que existen en la naturaleza, se generan en las explosiones estelares como supernovas.

Las reacciones nucleares de fusión, se realizan principalmente en el núcleo de la Estrella, con algo de participación en las capas más próximas a dicho núcleo.

Cada etapa de fusión termina cuando se ha consumido aprox. el 90 % de su elemento, pero queda una capa de dicho elemento, en estado gaseoso, envolviendo el núcleo.

Nota: Se denomina etapa: a las de fusiones de elementos

y se denomina fase: a las configuraciones estelares circunstanciales, como las que tienen en la Secuencia Principal del Diagrama H - R, o como Gigantes, Supergigantes, etc.

Cada etapa sucesiva va durando menos. La última, la 7ª, menos de una semana.

2.- Masa de referencia. Por convención entre los astrónomos, se toman como masa y radio (diámetro/2) de referencias, los del Sol

- Masa del Sol = MS = 2 x 1030 kg

- Radio del Sol = RS = 696 x 103 km

3.- Masa mínima indispensable para iniciarse la reacción de fusión del

hidrógeno:

Masa estelar = ME ( 0,08 MS

La masa de cada capa (envoltura) está expresada en su equivalente de masas solares.

4.- Clasificación de las estrellas (ver cuadro en Anexos)

4.1.- Por sus masas iniciales: (Símbolo = ME )

De las variables que caracterizan a las estrellas, de lejos la más importante es la masa, pues muchas de las otras variables son consecuencias de su magnitud.

De acuerdo a las magnitudes de sus masas, las estrellas se clasifican en:

4.2.- De uso por los astrónomos y cosmólogos:

- Diagrama de Hertzsprung - Rusell (Diagrama H-R)

- Espectral de Harvard (ver Anexo)

- De luminosidad del observatorio Yerkes

- Espectral - temperatura

Diagrama de Hertzsprung - Russell

http://amazings.es/2011/09/08/cien-años-del-diagrama-de-hertzsprung-russell-el-gráfico-que-organizo-las-estrellas/

5.- Vida de las estrellas:

6.- Límite de CHANDRASEKHAR (astrofísico indio, contemporáneo nuestro) = L. Ch.

L.Ch = 1,44 MS

El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de un núcleo estelar estable.

Se aplica en especial a las Enanas Blancas estables. .

Las estrellas cuyas masas, después de sus expansiones como Gigantes Rojas, sean iguales o inferiores al L.Ch., llegan hasta la etapa He ( C , colapsan a Enanas Blancas, y en general agonizan como tales.

Pues es necesario que los núcleos de las estrellas superen dicho "límite" para que alcancen la temperatura (800 x 106 K) y presión crítica de iniciación de la fusión del Carbono, y continúe el proceso.

Las estrellas cuyas masas, después de la segunda Gigante Roja, sean mayores al L.Ch., completan las 7 etapas hasta núcleo de Fe; es el caso de las Estrellas Grandes y muy Grandes.

Los núcleos resultantes del colapso post etapas rojas, siguen las mismas reglas que las estrellas.

Si una Enana Blanca, ya estabilizada como tal, incrementa su masa por transferencia desde una Gigante Roja, o Estrella Mediana y supera

el Límite de 1,44 MS , se torna inestable y estalla como una Supernova tipo 1a.

Estrellas pequeñas

Existen 2 tipos de Estrellas Pequeñas:

Y se convertirán en Nebulosas Planetarias (sólo visibles en la Vía Láctea), con núcleo de He, que se irán extinguiendo lentamente.

Foto Hubble de la Nebulosa Planetaria M-57

- Las Enanas Blancas, son los productos del colapso de las Estrellas Medianas. Se explican más abajo.

Estrellas medianas

Cuando una estrella (cualquiera) ha consumido el 90 % de su Hidrógeno, disminuye su generación de energía, vuelve a predominar la gravedad que comprime al gas remanente que envuelve al núcleo; este gas, por la compresión, se calienta y expande como primera Gigante Roja, que alcanza diámetros de 80 a 106 veces el diámetro original de la estrella; y expulsa gran cantidad de gas al espacio.

Las estrellas de masas iguales a la del Sol, se expanden a 100 veces sus diámetros originales.

La estrella ya no vuelve a la Secuencia Principal, pues las fases siguientes son de corta duración y variables.

Cuando a su vez, la estrella ha consumido el 90 % de su Helio, repite la secuencia ut supra, y se expande como segunda Gigante Roja; de diámetro doble al que alcanzó como primera GR. Con desprendimiento nuevamente de grandes masas de gas de sus capas externas.

La masa de la estrella mediana, se reduce en general (salvo excepciones) a

Las estrellas medianas comprenden a más del 80 % de las estrellas actualmente integrantes de la Vía Láctea; y se dan solitarias como nuestro Sol, o en diversas combinaciones: binarias, triples, cuádruples, etc. todas ellas vinculadas por la gravedad y girando en torno a un baricentro común.

Las solitarias, evolucionan en las 2 primeras etapas indicadas ut supra:

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