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:
y colapsan a Enanas Blancas
(EB).
Estas EB, inicialmente tienen altas
temperaturas superficiales, del orden de los 100.000 K, lo que
les da alta luminosidad, por ello iluminan intensamente al gas
que expulsaron en su última fase de Gigante
Roja.
El conjunto se observa como una
Nebulosa Planetaria con una Enana Blanca
aproximadamente en su centro.
Las EB agonizan como tales, y finalmente
mueren como Enanas Negras.
Así se apagará nuestro
Sol.
Nebulosa Planetaria con Enana
Blanca
desplazada de su centro
Hubblesite.org
Las combinadas, en cambio, pueden
tener una etapa espectacular: Novas;
y un final más dramático:
Supernovas tipo 1a.
Pues la más masiva del grupo llega
al fin de su vida antes, y colapsa a Enana Blanca
primera, por lo que se forma una combinada de una o
varias estrellas medianas y una enana blanca,
combinación que transfiere masa a la
enana.
Un ejemplo interesante de binaria
Mediana – EB es el de Sirio
Foto Hubble de Sirio
En el centro la Estrella Mediana Sirio
A, de:
Masa = 2,02 MS – Radio = 1.183.000
km
Temperatura superficial = 9.900
K
Abajo a la izquierda la EB Sirio
B, de:
Masa = 0,98 MS – Radio = 6.000
km
Temperatura superficial = 25.200
K
Están separadas como Marte del
Sol
Ver más abajo explicaciones sobre
las Novas y Supernovas tipo 1a
Algunas de las principales estrellas
medianas:
Las Enanas Blancas (EB),
actualmente existentes, son productos de colapsos de
Estrellas Medianas, tienen cuerpos sólidos,
formados solamente por C (con algo de O), de dimensiones
similares a las de la Tierra, con densidad media de 3 x 106 kg /
dm3.
Sus núcleos ya han cesado de sus
reacciones nucleares por lo que sólo "brillan" por sus
fusiones terminales periféricas de He ( C y sus
energías térmicas residuales.
Son de magnitud 8 a 10, o sea de
difícil detección directa. En general se las
detecta (sólo posible en nuestra Vía Láctea)
en sistemas binarios por el "bamboleo" que producen a las
estrellas principales, con las que están vinculadas. O se
las detecta en los centros de algunas Nebulosas
Planetarias.
En nuestra galaxia, constituyen aprox. el
10 % de todas las estrellas.
Las EB, si son solitarias
continúan como tales hasta su extinción como
Enanas Negras.
Si en cambio integran grupos binarios,
triples, cuádruples, etc, pueden darse dos
alternativas:
a.- Grupos muy cercanos, de una EB con
Estrellas Medianas o una Gigante
Roja; se producen los
fogonazos que se observan como Novas. (ver ut
Infra).
b.- Una Gigante Roja en su
expansión envuelve a la EB, ésta capta
masa
de la Gigante, supera el Límite
de Chandrasekhar, y se producen las gigantescas explosiones
de las Supernovas tipo 1a.
Las Enanas Marrones no son propiamente
estrellas, sino "súper planetas" de tipo gaseoso,
similares, pero mayores, a nuestro planeta Júpiter. Se las
ha detectado de masas 75 a 80 masas jovianas, siempre en nuestra
Vía Láctea, por su efecto de ocultamiento parcial
de la luminosidad de las estrellas en torno a la cual
giran.
– Novas
Es una explosión nuclear por
acumulación de hidrógeno en la superficie de una
Enana Blanca.
Las vemos sólo cuando
sucede en Nuestra Vía Láctea, por su
mediana luminosidad (magnitud aparente 2 a 6).
Ocurren en las binarias muy
próximas, formadas por una Estrella Mediana o una Gigante
Roja, y una Enana Blanca.
Por el intenso campo gravitacional de la
Enana, se produce transferencia de hidrógeno de la
Estrella mayor a la Enana, el H va acumulándose y
compactándose en un disco de acreción en torno de
la Enana.
Al compactarse, el H se va calentando, y
cuando alcanza la temperatura de
13 x 106 K, se inicia la fusión del
H ( He. Pero esta fusión no sucede en el núcleo
profundo (como en una estrella), sino en la superficie de la
Enana, por ello se propaga rápidamente en un
fogonazo (de 1038 J), que se enciende y se apaga en 3 a
5 semanas.
Formación de una nova por
acreción
En algunos casos, el fogonazo
aleja a las componentes de la binaria, el suceso no vuelve a
repetirse con esas estrellas.
En otros casos, el fogonazo no
altera la relación binaria, el suceso se repite en
Novas recurrentes, como:
– RS Ophiuchi, binaria de una Gigante Roja
y una Enana blanca; situadas a
1950 años luz en la
constelación de Ofiuco. De magnitud aparente tranquila
12,5, pasa a magnitud aparente 5 como Nova.
Tuvo estallidos en 1898, 1933, 1958, 1967,
1985 y 2006
– T Pyxidis, binaria de una Estrella
mediana (como el Sol) y una Enana Blanca; situadas a 3260
años luz en la constelación de La Brújula.
Pasa de magnitud aparente 15,5 a 7 como Nova.
Tuvo estallidos en 1890, 1902, 1920, 1944 y
1966
Nota a las Novas:
– Es una etapa transitoria en la vida de la
estrella mayor.
– Las Enanas Blancas, indispensables en
este proceso, participan sólo como soportes de los discos
de acreción, sin involucrarse.
– Cada una de las integrantes de la
binaria, continúa con su evolución;
– Si la mayor es una GR, con el tiempo se
contrae y la binaria se disuelve.
– Pero si la mayor es una Estrella Mediana,
cuando se convierte en una GR envuelve a la Enana, le
transfiere masa, la Enana supera el I.Ch (1,44 MS ) y
estalla como una Supernova 1a .
– Supernovas de tipo 1a (SN
1a)
Son muy características e
importantes tanto en el Cosmos, como para los
cosmólogos.
Son los sucesos cosmológicos
más brillantes, su luminosidad alcanza la inusitada
magnitud aparente de – 19, lo que significa que genera
energía del orden de 2 x 1044 julios.
Se dan en binarias muy cercanas de
una Estrella Mediana, o una Gigante Roja, y una
Enana Blanca.
Se produce una masiva transferencia de
materia gaseosa de la estrella más grande a la enana,
materia que se incorpora a la masa de la enana, ello ocasiona que
la enana supere el Límite de Chandrasekhar (1,44 MS
).
La enana se torna inestable, y cuando
alcanza su masa crítica, estalla en una
gigantesca explosión
global, que generalmente desintegra a ambas componentes de
la binaria original. La dispersión es total, sin
núcleo remanente.
Lo que generalmente queda en el sitio es un
casco de materiales vacío, que se va expandiendo
a la velocidad de 1.000 km / s.
Ocasionalmente se han encontrado algunas
enanas blancas, lo que significaría que la
compañera más grande habría colapsado (a
EB), pero no desintegrado.
En las espectrografías pueden
encontrarse líneas de Carbono, Oxígeno, Silicio,
pero nunca Hidrógeno o Helio, lo que demuestra la extrema
cercanía entre las dos componentes de la binaria
original.
– Fueron SN 1a, las de los años:
185, 1572, 1604, 1885.
Estrellas
grandes
Las estrellas grandes, indefectiblemente
recorren las 7 etapas de fusiones de elementos.
Tienen las 2 expansiones pero a
Supergigantes Rojas, luego siguen hasta cumplir la 7a
etapa; se expanden en la 3a y última Supergigante
Roja, colapsan violentamente y finalmente estallan como
Supernova de tipo II.
Algunas de las principales estrellas
grandes:
– Supernova de tipo II (SN II).
Las Estrellas Grandes cumplen las
7 etapas de fusión, se expanden en la tercera Supergigante
Roja y en una semana todo su núcleo se transmuta a Fe.
Cesa la generación de energía.
En lugar de una serena contracción
de las capas externas sobre el núcleo, se produce el
colapso gravitatorio, todas las capas externas implosionan y
cuando llegan violentamente al núcleo de Fe, lo
súper comprimen, los electrones se neutralizan con los
protones generando neutrones, y más los neutrones
originales del Fe todo junto producen un núcleo
súper compacto de neutrones, con una enérgica
emisión de neutrinos.
Y estos núcleos remanentes de las SN
II no se comprimen más por la presión interna
de neutrones, de Fermi.
En brevísimo tiempo las capas
externas rebotan en el núcleo, y se expanden
explosivamente como una Supernova de tipo II , que libera
energía del orden de 1051 ergios (= 1044 joules),
equivalente a toda la energía que ha emitido serenamente
la estrella a lo largo de toda su vida anterior.
En esta explosión se dispersa hasta
el 90 % de la masa que tenía la estrella al iniciar su
último estadio como Supergigante Roja.
El saldo de esta SN II es un casco en
rápida expansión que alcanza al año un
diámetro de 10.000 años luz, con un
púlsar (P) desplazado de su centro.
El púlsar resultante, es
una pequeña estrella (11-20 km de diámetro), de
gran densidad (7-16 x 1014 kg/dm3 ) , que por girar a
altísima velocidad angular genera en sus polos de
rotación intensas emisiones de radiaciones
electromagnéticas, en frecuencias de radio.
Normalmente la masa residual (MP), que
queda después del evento SN II , está en el
rango:
Característico de una Estrella de
Neutrones, con fuerte spin, que se observa desde la Tierra (en
frecuencias de radio) como un Púlsar, el cual es expulsado
hacia el espacio a velocidades de más de 500 km/s , por
ello al disiparse el fogonazo de la supernova, el púlsar
es observado desplazado del centro de la explosión. Se
detectan y evalúan con radio-telescopios.
Fueron SN II las observadas en los
años 1006, 1054, 1181, 1667 (Casiopea),
1987 A, 2005 y 2006 gy.
Tipos de Púlsares
– Composición interna en
función de su masa (MP)
– Si es
El púlsar esta compuesto por una
masa compacta de neutrones, con una
Es una Estrella de
neutrones
Nebulosa del Cangrejo – Resto de la SN
II de 1054 con el
Púlsar PSR0531+121 de 30 r.p.s
en su interior. Foto EFE
– Si en cambio se da:
Este púlsar está compuesto
por una masa compacta de quarks, con
Es una Estrella de quarks
(*)
(*) Las estrellas de quarks, por sus
altísimas velocidades de rotación, también
se las denomina de "milisegundos", pues cada revolución
demora entre 2 y 0,55 milisegundos.
Hasta ahora no se han detectado estrellas
de mayor velocidad de rotación que 1000 rev. / s, aunque
podrían existir, pero la velocidad de rotación
máxima estaría en el orden de las 2.000 rev / s ,
pues por arriba de ella la estrella se desintegraría por
efecto de la intensa fuerza centrífuga.
Los neutrones normales están
integrados por sub-partículas u + d + d
(o sea 1 quark "up" + 2 quarks
"down").
Pero al ser súper comprimidos, por
efecto de la "Fuerza nuclear débil" todos sus quarks
cambian de "gusto" a "extraños", por ello algunos
astrofísicos a estas estrellas las denominan
"estrellas extrañas".
http://es.wikipedia.org/wiki/P%C3%BAlsar
Este diagrama esquemático de un
púlsar ilustra:
– las líneas de campo
magnético, en blanco,
– el eje de rotación, en
verde
– los
dos chorros polares de radiación, en
azul.
El primer púlsar fue detectado en
1967, por Jocelyn Bell. Su absoluta regularidad en frecuencia de
radio, dio lugar a divagaciones sobre mensajes extraterrestres,
hasta que los astrofísicos llegaron a las explicaciones
científicas adecuadas.
Generan campos magnéticos
proporcionales a sus "spin" (velocidad angular), por cuyos ejes
emiten radiaciones electromagnéticas denominadas
"radiaciones sincrotónicas" (desde radio hasta gama, y se
denominan así pues estas radiaciones se realizan a
expensas de la energía cinética de la estrella); en
consecuencia estos púlsares se van frenando en sus
"spin".
Cuanto más alta es la masa de la
estrella original:
– Mayor es la explosión de la
Supernova (tipo II)
– Mayor es la masa del púlsar (hasta
el máximo de 3,2 MS)
– Mayor resulta el "spin" del púlsar
(de neutrones o de quarks)
Existe una variedad de "estrella de
neutrones" singular, que muestran una aceleración de sus
"spin" .
Son las que integran algún sistema
"binario", de un púlsar que gira en torno de una estrella
normal, en los cuales se produce una continua transferencia de
materia de la estrella normal a la de neutrones, lo que acelera a
éstos púlsares.
La gran mayoría de los ya más
de 1000 púlsares detectados hasta el presente, se
encuentran en nuestra Vía Láctea.
La denominación de "púlsar"
corresponde al acrónimo de "pulsating star", y se
catalogan bajo la sigla PSR (de PulSaR) y sus coordenadas
siderales.
Estrellas muy grandes
Las estrellas muy grandes, tienen
las 3 expansiones pero a Híper gigantes Rojas,
luego siguen hasta cumplir las 7 etapas, y finalmente explotan
como Híper nova de tipo II.
Y cuando la Híper Gigante Roja de
fines de su evolución, implosiona
catastróficamente, como una Hípernova de tipo
II, genera un núcleo de
masa > 3,2 MS .
Nada detiene la compactación, pero
además las capas exteriores no pueden evadir la
atracción gravitatoria y repiten una segunda
implosión con brote de rayos gamma, los neutrones
degeneran por la imparable compresión
gravitatoria.
El saldo es un Agujero Negro de
radio ro de Schwarzschild
Por más detalles ver
Anexo
Las Híper novas de tipo II
( 1000 Supernovas de tipo II
Algunas de las principales estrellas
muy grandes:
(1) La Híper Gigante Azul R 136 a1
fue descubierta en el segundo trimestre de 2010, se
estima que tiene una edad aproximada de un millón de
años, y que desde su nacimiento ha perdido ya
el 20 % (unos 65 MS) de su masa inicial.
Hasta mediados de la década 2010, se
postulaba que la masa máxima que podría tener una
estrella era 200 MS , pues si intentaba sobrepasarla se
desintegraría ineludiblemente.
El hallazgo de la R 136 a1 vino a demostrar
que se está lejos aún de conocer los
límites de las variables del Universo.
(2) Son estrellas Wolf-Rayet,
caracterizadas por:
– Ser variables azules
– Haber perdido casi totalmente
sus capas externas de H
– Mostrar en sus espectrogramas, intensas
líneas de emisión de He, C, O.
– Perder en sus sub-etapas de gigantes
rojas (súper o híper, según sus masas)
hasta el 90 % de sus masas iniciales.
(3) VV Cephei A es una variable (combinada
binaria con otra estrella de la Secuencia Principal), en
la etapa
El radio de VV-C-A oscila entre 1.000 y
2.200 RS, y su temperatura entre 3.650 y 3.300 K, en 14
años (terrestres).
(4) Eta Carinae muestra el aspecto peculiar
que tiene, porque explotó parcialmente a mediados del s.
XIX y expulsó de sus capas gaseosas unas 10 MS
Foto de Hubble de Eta
Carinae
Anexos
– Clasificación espectral de
HARVARD, de las Estrellas que están en la Secuencia
Principal
Es la más utilizada en
Astronomía y Cosmografía
Az = Azules Baz = Blanco azuladas B =
Blancas
Bam = Blanco amarillentas Am = Amarillas
N = Anaranjadas
R = Rojas
Las Estrellas de magnitudes
medianas están fijas en la Secuencia
Principal,
del Diagrama H – R durante toda la
etapa H ( He , o sea la más estable, que dura el 90 % de
sus vidas.
Las estrellas de magnitudes
extraordinarias (ver ut Infra) están situadas arriba
de la Secuencia Principal.
Las Enanas Blancas son estrellas
agonizantes, por ello están abajo de la Secuencia
Principal.
A su vez por sus magnitudes son:
Estrellas de magnitudes
extraordinarias
En esta clase se incluyen las
gigantes, supergigantes e híper
gigantes.
Se identifican cuando cumplen la
condición:
Estrellas Azules y
Blancas
Tienen dos orígenes
posibles:
Todas se clasifican por sus masas (ver ut
Supra).
Son de vida breve,
años, por lo que están fuera de
la Secuencia Principal en el Diagrama H -R.
Son Súpergigantes azules
(SGAZ) cuando tienen masas entre 16 y 100 MS, de las cuales
hasta menos que 30 MS son grandes, y de 30 a 100 MS son
muy grandes.
Las SGAZ son de vida muy breve, 1 a 39
millones de años,
Estrellas Amarillas
Tienen dos orígenes
posibles:
a.- Nacen como tales, con masa 0,8 – 1,04
MS. Son medianas. Es el caso del Sol
b.- Son estrellas que están en una
fase transitoria:
– Anaranjadas
Pueden ser:
a.- Enanas anaranjadas, de masa 0,45 – 0,8
MS
b.- Estrellas en misma situación
b.1.- que las amarillas, pero menos avanzadas,
o sea más cercanas a sus ex
Gigantes Rojas.
Son los casos de las medianas:
Pólux, Aldebarán y Arturo.
Nota: La suma de las fases transitorias:
naranja + amarilla, les insume a las estrellas ( 500.000
años.
– Rojas
No existen estrellas rojas
medianas.
Las Gigantes (GR) y Supergigantes Rojas
(SGR), lo son temporalmente y por razones circunstanciales.
Por las expansiones después de las 1a, 2a y 7a etapas de
fusiones de elementos, en la evolución natural de la
materia que constituye cada estrella.
Se clasifican por sus radios, equivalentes
a sus volúmenes. (ver ut Supra).
Las Gigantes Rojas se
expanden:
Las Supergigantes Rojas se
expanden:
Son de vida breve, del orden de 2 x 106
años; por ello en la Vía Láctea sólo
el 1 % de las estrellas son GR ó SGR.
La suma de las fases amarilla + naranja
+ las 3 rojas, insume el 10 % de la vida total de las
estrellas de magnitudes extraordinarias.
Están fuera de la Secuencia
Principal del Diagrama H – R.
Las capas externas del manto gaseoso de las
GR, se enfrían de 6.000 – 8.000 K a 3.000 – 5.000 K, y ese
es el motivo de sus viraje al rojo.
Notas a las Etapas de la
evolución estelar
En las nubes originales de gas,
actualmente compuesto por 75 % de Hidrógeno + 23 % de
Helio + 2 % de los otros elementos generados en las estrellas y
en las Supernovas tipo II anteriores, por efecto
gravitatorio lento pero persistente o explosiones de SN vecinas y
muy violentas, se forman nódulos de
acreción, rotativos y relativamente planos, cuyo centro se
va compactando.
Si en dicho centro, la masa ( 0,08 MS , por
efecto de la gravedad en el núcleo se alcanza la
temperatura de 13 x 106 K :
A partir de ese momento, de acuerdo a la
masa concentrada, cada tipo de estrella evoluciona en forma
peculiar:
– Las estrellas
pequeñas:
Todas están aún en la
secuencia principal fusionando H ( He.
Todavía les falta 1.900 x 106
años para expandirse a gigante roja, y
dispersarse como una Nebulosa Planetaria con un núcleo de
He en su interior.
Las estrellas medianas
Finalizada la fase 2a GR, su rango de masas
se reduce a ME ( 1,44 MS
La fuerza gravitatoria de la masa remanente
de la estrella, ya no puede
provocar en el núcleo la temperatura
crítica de fusión del C.
La estrella entonces se va contrayendo
primero lentamente, y luego colapsa en una Enana Blanca,
con un destello de luz. Son las que actualmente están en
el Universo.
Nuestro Sol estará en la 1a etapa
por 9 x 109 años y cuando se expanda en su primera Gigante
Roja, alcanzará los 100 RS o sea aprox. 69,6 x 106 km , un
poco más de la órbita de Mercurio.
Luego cumplirá la 2a etapa, se
expandirá nuevamente en su segunda GR, en la que
alcanzará aprox. 140 x 106 km, un poco menos que la
órbita de la Tierra; y colapsará en una Enana
Blanca rodeada por una Nebulosa Planetaria.
– Estrellas grandes:
Evolucionan indefectiblemente en las 5
etapas, con variantes:
– Y cuando todo el núcleo se ha
convertido en Fe, ya no se genera energía suficiente para
mantener la estructura estelar, entonces la gravedad siempre
presente contrae bruscamente las capas externas que se desploman
y súper comprimen el núcleo, convirtiéndolo
en una masa compacta de neutrones.
– Las capas externas rebotan
instantáneamente y en pocos días se expanden
explosivamente como una Supernova de tipo II quedando
como saldo una Estrella de Neutrones o de Quarks, de
masas ( 3,2 MS.
– Estrellas muy
grandes.
Evolucionan en forma similar a las
Estrellas Grandes, pero en híper
dimensiones:
Híper Gigantes Azules, Híper
Gigantes Amarillas, Híper Gigantes Rojas.
La gran diferencia radica en que el saldo
ineludiblemente tiene una masa
> 3,2 MS , por lo que la
compresión del núcleo continúa hasta la
degeneración de los neutrones y convertirse en un
Agujero Negro.
Generación de energía en
las Estrellas
Cada átomo de Fe generado en el
núcleo de las Estrellas es el producto de una serie de
reacciones :
Sumadas las fusiones de H + He, estos
elementos generan el 86,7 % de la energía que emiten las
estrellas grandes y muy grandes a lo largo de sus vidas
serenas.
Nota a las Supernovas tipo
1a:
Antiguamente (mediados del s. XX) se
habían catalogado 3 sub-tipos para estas Supernovas: 1a,
1b y 1c. Ninguna de las cuales muestra líneas del
Hidrógeno en sus espectros.
– La SN 1a muestra líneas del Si en
su espectro, pero no las de He.
– La SN 1b no muestra en su espectro
líneas del Si, pero sí las del He.
– La SN 1c no muestra en su espectro ni las
líneas del Si, ni las del He.
Pero con el tiempo las 1b y 1c, se
recalificaron entre las de tipo II, perdiendo relevancia en esta
clase de Supernovas.
Subsistió la clase SN 1a.
Se observan en galaxias de cualquier tipo
morfológico.
Se identifican también por su
evolución posterior:
– Alcanzan su máxima luminosidad en
5 a 7 días
– En el mes siguiente disminuyen su
luminosidad a – 16
– Se van extinguiendo de SN,
progresivamente a lo largo del año siguiente.
– Estas supernovas son particularmente
importantes en cosmología, pues todas son originadas por
la explosión de enanas blancas, de masas
similares y conocidas, por lo que las luminosidades
intrínsecas (= absolutas), de las Supernovas 1a
consiguientes, son también conocidas.
Por lo tanto, relacionando las magnitudes
relativas por las que son detectadas, con la magnitud
absoluta conocida, es simple calcular las distancias a las
que se producen estas explosiones.
O sea que actúan como candelas
estándar. Y se detectan hasta en los confines del
Universo (> 1000 Mpc)
Así se pudieron comparar las
distancias a estas Supernovas 1a lejanas, calculadas por sus
magnitudes relativas, y por Hubble.
Justamente este estudio comparativo, es el
que llevó a los cosmólogos:
S. Perlmutter, A. Riess y B.
Schmidt
a la conclusión de que el Universo
está acelerando su expansión desde hace
más de la mitad de su vida. Y por este descubrimiento
les otorgaron el premio Nóbel de Física – 2011.
Notas a las Supernovas de tipo
II:
– Alcanzan una luminosidad máxima de
– 16, en 3 a 5 días. Sus explosiones son de mayor potencia
que las de las SN 1a, pero sus luminosidades (vistas desde la
Tierra) son menores debido a los cascos algo opaco que las
rodean.
– Luego su luminosidad va decayendo muy
lentamente a lo largo de los 3 meses siguientes, y en forma
más rápida en los siguientes 2 meses.
– A continuación se va extinguiendo
como SN lentamente a lo largo de los siguientes 3
años.
Se las observa siempre en los brazos en
espiral de las galaxias de este tipo, donde se encuentran las
estrellas más jóvenes del Universo.
Nota sobre Agujeros
Negros:
Son "zonas" en el espacio, cuyas
masas deforman el espacio-tiempo convirtiéndolo en una
"esfera de sucesos", por lo cual "todo" lo que "toque" (materia o
radiaciones electro magnéticas) la superficie de dicha
esfera, queda indefectiblemente atrapado y "cae" al interior de
la misma.
La característica más
importante de los Agujeros Negros, es su radio =
ro definido por el físico-matemático
Schwarzschild
Nada puede salir de la "esfera de
sucesos".
Pero Hawking y Penrose demostraron que
todas las partículas que se acerquen a la "esfera de
sucesos" , por efecto de la intensa fuerza gravitatoria, se
fraccionan indefectiblemente, cayendo parte de ellas al Agujero
Negro y emitiendo rayos X y ( al espacio; por ello se pueden
detectar dichos Agujeros por sus intensas emisiones en esas
frecuencias.
EJEMPLOS DE AGUJEROS NEGROS DE GRAN MASA
DETECTADOS.
O sea que existen Agujeros Negros
de un amplio espectro de masas.
Los ejemplos indicados ut supra, son
agujeros negros detectados por los efectos gravitacionales
producidos en sus entornos.
Bibliografía
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Ciencia
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http://en.wikipedia.org/wiki/Abell_catalogue
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http://www.investigacionyciencia.es/archivos/Croswell_Poster_Hertzprung_Russell.pdf
Autor:
Ariagno, Domingo Emilio
III / 2012