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LA VIDA DE LAS ESTRELLAS

Natalia Music Spanish

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Nacen, crecen, envejecen y mueren; y sus vidas pueden ser muy intensas y breves o largas y aburridas.
Esto se basa en el diagrama que confeccionaron los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henrry Norris en 1910, que establecen 4 fases elementales.
Cuanto mayor es la masa antes agota su combustible nuclear, y las menos masivas duran más.
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
El tipo de estrella depende casi por completo de la cantidad de masa que la integra