LA VIDA DE LAS ESTRELLAS

LA VIDA DE LAS ESTRELLAS

1. Nacen, crecen, envejecen y mueren; y sus vidas pueden ser muy intensas y breves o largas y aburridas.

2. Esto se basa en el diagrama que confeccionaron los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henrry Norris en 1910, que establecen 4 fases elementales.

3. Cuanto mayor es la masa antes agota su combustible nuclear, y las menos masivas duran más.

4. PRESECUENCIA PRINCIPAL

   • Primera fase evolutiva
     • 1. NEBULOSA ESTELAR
       • Las estrellas nacen en nubes de polvo y gas (H, He principalmente) que se colapsan por su gravedad. La temperatura y la densidad se incrementan progresivamente.
     • 2. PROTOESTRELLA
       • Es inicialmente homogénea, la masa forma en el centro una esfera de gas, que se contrae más deprisa que el resto.
     • 3. ESTRELLA T TAURI
       • Muy intensos, y se desprenden del polvo y del gas que les rodea por fuertes vientos solares
         • que les rodea por fuertes vientos solares
           • SECUENCIA PRINCIPAL
             • La estrella quema hidrógeno en su núcleo
               • SUBENANA ULTRAFÍA
                 • Muy baja temperatura No más elementos que H y He.
                 • 0.013 MS
                 • 600ºC
               • ENANA MARRÓN
                 • No tiene procesos de fusión permanente por su pequeña masa. Luce poco y se apaga pronto
                 • 0.013-0.08 MS
                 • 2000 ºC
               • ENANA ROJA
                 • Temperatura interior baja, genera energía con lentitud, constituye el 70% del universo
                   • ENANA AZUL
                     • Aparece cuando el cosmos es más viejo y las enanas rojas agotan todo su combustible.
                       • ETAPAS FINALES
                         • El H se ha agotado
                           • ENANA BLANCA
                             • Etapa final de la mayoría. Posee la misma masa que el Sol pero es una centésima parte
                               • REMANENTES
                                 • SUPERNOVA TIPO IA
                                   • Se forma una enana blanca con una normal o dos enanas blancas se fusionan. Estas violentísima explosión termonuclearpuede alcanzar un brillo equivalente a 10000 millones de Soles.
                                 • ENANA NEGRA
                                   • El universo tendrá que cumplir 73000 veces su edad actual para que una enana blanca se enfríe y forme una enana negra.
                                 • AGUJERO NEGRO
                                   • Si la estrella colapsada tiene una masa extremadamente grande, el proceso va a continuar para siempre, formando una singularidad de la que no escapan ni la luz.
                                 • ESTRELLA DE NEUTRONES
                                   • 3000000000ºC
                                   • Formada por una fina capa de Fe, y por una pulpa de neutrones.
                                     • PULSAR HIGH B
                                       • Aparece en los remates de supernovas de campo magnético débil, si emite mucho calor.
                                         • PÚLSAR
                                           • Emite pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares y en relación a la rotación del objeto.
                                             • MAGNETAR
                                               • Lanza relámpagos de radiación breves e intensos de rayos X y gamma, y su campo magnético atrae materias de los alrededores
                           • SUPERNOVA TIPO II
                             • La estrella se colapsa rápidamente, la Tº alcanza los 100000 millones ºC, y el núcleo emite enormes cantidades de rayos gamma. Sobreviviendo el viejo núcleo estelar
                 • 3200ºC
                 • 0.08-0.5MS
               • ENANA NARANJA
                 • Permanece estable durante mucho tiempo
                 • 0.5-0.8MS
                 • 5000ºC
               • ENANA AMARILLA
                 • Longevidad de más de 7500 millones de años.
                   • Sol
                     • SUBGIGANTE
                       • 10000ºC
                       • A la vez que incrementa su tamaño y luminosidad comienza a enfriarse
                         • GIGANTE ROJA
                           • El hidrógeno interno se agota y la estrella se colapsa, elevando la Tº en el núcleo y enfriándola en la superficie. Causante de su color rojizo y el aumento de su tamaño.
                             • NEBULOSA PLANETARIA
                               • Cuando las capas más externas son emitidas al espacio en forma de gas ionizado y plasma.
                           • 4000ºC
                 • 0.8-9MS
                 • 6500ºC
               • ESTRELLA AZUL
                 • 20000 veces más luminosa que el Sol
                   • También llama de tipo espectral B
                     • SUPERGIGANTE AMARILLA
                       • Su núcleo alcanza las suficientes temperaturas para crear elementos cada vez más pesados.
                         • SUPERGIGANTE ROJA
                           • Es la más grande, pero no la más masiva; y alcanza ese tamaño por empezar a consumir helio.
                             • GIGANTE AZUL
                               • Etapa de corta duración donde se finaliza de fusionar hidrógeno, evolucionando a una fase de expansión y enfriamiento.
                               • 50000ºC
                           • 4000ºC
                       • 6000ºC
                 • 9-20MS
                 • 20000ªC
               • SUPERGIGANTE AZUL
                 • Consume rápido su hidrógeno, dura entre 10 y 100 millones de años
                   • VARIABLE LUMINOSA AZUL
                     • Es la más luminosa, la presión de la radiación expulsa sus capas externas de forma violenta
                       • WOLF-RAYET POBRE EN HIDRÓGENO
                         • Las erupciones masivas expulsan sus capas superiores ricas en H, quedando al descubierto el interior del astro.
                 • 20-120MS
                 • 50000ºC

5. El tipo de estrella depende casi por completo de la cantidad de masa que la integra

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