jueves, 1 de marzo de 2018

Evolución Estelar


La Vía Láctea contiene varios cientos de miles de millones de estrellas de todas las edades, tamaños y masas. El ser humano siempre ha querido comprender como se forman la estrellas, que brillan durante miles de millones de años, y finalmente se desvanecen silenciosamente en la oscuridad como enanas blancas o salen con una explosión como supernovas.



Chandra


Una estrella nace cuando una nube de gas y polvo se colapsa hasta el punto en que el material en el centro del grupo es tan denso y caliente, que puede ocurrir la fusión nuclear de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio. La salida de energía liberada por estas reacciones proporciona la presión necesaria para detener el colapso.








"Las reacciones nucleares de las estrellas son reacciones de fusión nuclear en las que los núcleos de elementos ligeros se fusionan para formar elementos más pesados con una gran liberación de energía".




Chandra


La fusión de hidrógeno en helio dentro del núcleo de la estrella puede sostener una estrella como nuestro Sol durante miles de millones de años. El Sol se encuentra ahora en una fase de larga duración de su evolución, llamada fase de secuencia principal.



Chandra


Gigantes Rojas: Cuando se agota el hidrógeno del núcleo, el flujo de energía del núcleo de la estrella se detiene, las regiones de gas de fuera del núcleo proporcionan una nueva fuente de energía y hacen que la estrella se expanda hacia afuera en la fase de Gigante roja.

Si la estrella tiene aproximadamente la misma masa que el Sol, se convertirá en una estrella enana blanca. Si es algo más masiva, puede sufrir una explosión de Supernova y dejar atrás una estrella de neutrones. Pero si el núcleo colapsado de la estrella es muy grande (unas tres veces la masa del Sol) nada puede detener el colapso. La parte central de la estrella, si es lo suficientemente masiva, implosiona para formar una deformación gravitacional infinita llamada agujero negro.



Chandra


Las fuentes de rayos X más brillantes en nuestra galaxia son los remanentes de estrellas masivas que han sufrido un colapso catastrófico: estrellas de neutrones y agujeros negros. Otras poderosas fuentes de rayos X son los restos de Supernovas: burbujas gigantes de gas caliente producidas por estrellas en explosión. Las estrellas enanas blancas y las capas externas cálidas y enrarecidas, o coronas, de estrellas normales son fuentes de rayos X menos intensas. El siguiente cuadro muestra el drama en curso de la evolución estelar, y como la tasa de evolución y el destino final de una estrella depende de su masa.



Chandra


Las estrellas se forman en nubes gigantescas de polvo y gas, progresan a través de su vida normal como bolas de gas calentadas por reacciones termonucleares en sus núcleos. Dependiendo de su masa, alcanzar el final de su evolución como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. El ciclo comienza de nuevo cuando una superposición de expansión de una o más supernovas desencadena la formación de una nueva generación de estrellas. Las enanas marrones tienen una masa de solo un pequeño porcentaje de nuestro Sol, y no pueden sostener reacciones nucleares, por lo que nunca evolucionan.




















Fuente: Chandra/YouTube


No hay comentarios:

Publicar un comentario