EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

Como escribía más arriba, las estrellas se forman a partir de una nube de materia que se va contrayendo hasta alcanzar el límite de densidad a partir del cual el sobrante de materia es expulsado (o se produce una explosión o división de la misma) esta contracción, se detendrá en el momento en que la estrella comienza las reacciones nucleares en su interior que la convierten en estrella. A partir de ese momento, la estrella se “hincha” debido a esa actividad nuclear, y además, comienza a perder masa por las emisiones de energía y viento solar. Estos procesos, llevan a que la estrella pase a estar por debajo de los límites gravitacionales de masa, de manera que alcanza su límite gravitacional al comienzo de su vida como estrella, una vez que empiecen a brillar, cuanto más masivas, más brillan (luz más blanca) y más se hincharán,  esto lleva a que las estrellas más pequeñas se mantengan más cerca de su límite gravitacional cuando empiezan a brillar y cuando se encuentran en su fase de vida principal que las más grandes y brillantes. La estrellas más masivas, podrían incluso empezar a brillar antes de acercarse a este límite, lo que facilitaría que tuviesen densidades menores, y en las mayores, debido a su tamaño, podría suceder que incluso después de empezar a brillar continuasen contrayéndose algo debido a su enorme masa. Esto explicaría el porqué la relación M/S se va reduciendo en las estrellas de la secuencia principal según van siendo más masivas, con la excepción de las supermasivas, lo que podría explicarse por lo dicho antes sobre su enorme masa.

Con el paso del tiempo, las estrellas envejecen según van reduciendo su actividad nuclear, y abandonan la secuencia principal, el proceso de envejecimiento se caracteriza por la combustión en primer lugar del núcleo de la estrella antes que la parte superficial, pues inició las reacciones antes y con mayor intensidad por la presión interna. Esto lleva a que cuando la corona gaseosa aún esta “hinchada” en pleno proceso de reacciones nucleares, el núcleo de plasma ya ha reiniciado su proceso de contracción. Este proceso de contracción llevará al núcleo a su límite gravitacional. Este límite depende de la composición del núcleo, que dependerá básicamente de la masa inicial de la estrella. Si la estrella era suficientemente masiva, habrá presionado el núcleo hasta convertirlo en un núcleo de neutrones, si no, el núcleo será de plasma. Si el núcleo es de plasma, el límite gravitacional se dará para estrellas de plasma que se encuentren  entre 1,33 masas solares (las mayores enanas blancas observadas) y el límite de Chandrasekhar. Toda la masa de la estrella que sobrepase este límite, será expulsada por los efectos antigravitacionales. En los casos en los que el núcleo de plasma no llega a los límites gravitacionales, la presión antigravitacional empezará en el límite a partir del cual la presión en la estrella había llevado a la materia a estado de plasma, es decir, cuando se acaba el plasma y empieza el gas. Esto es debido a que el gas no admite las presiones de espacio que admite el plasma. Por supuesto, para que se de este proceso el núcleo de plasma tiene que tener un tamaño suficiente para que la relación M/S en la superficie del plasma sea mayor a la que puede soportar la composición gaseosa del resto de la estrella. Cuando el núcleo de la estrella tiene composición de neutrones, y este núcleo de neutrones es suficientemente grande para que la presión provocada por la relación M/S en su superficie no la pueda soportar el plasma que lo rodea, es en este límite de neutrones donde comienza el efecto antigravitatorio.

En resumen, la masa de la estrella cuando comienza a brillar determina la composición (plasma o neutrones) y el tamaño de su núcleo, y este núcleo será lo que quede de la estrella cuando degenere.

Dependiendo de cual de las anteriores circunstancias se dé en la estrella, el final de la estrella será uno u otro, así, puede suceder:

-Que la capa externa vaya siendo empujada a la vez que se va apagando, y vaya disgregándose lentamente, en este caso, la estrella pasara por una fase de gigante roja, y acabará convertida en una nebulosa alrededor del nucleo inicial de la estrella, que quedará convertida en una enana blanca de plasma con muy poco brillo, y que se irá apagando y probablemente evaporándose (por la conversión muy lentamente del plasma en gas) poco a poco.

-Que el tamaño de la capa externa y su atracción gravitacional propia, o la enorme masa del núcleo que provoque  en ella la formación de un núcleo de neutrones aún más denso que a su vez expulse a la capa de plasma, lleven a un final explosivo de la estrella, convertida en nova o supernova, como resultado de la cual quede una enana blanca o una estrella de neutrones, y en los casos de las estrellas más masivas, en los que la estrella de neutrones creada alcance el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, un agujero negro estelar, pues a partir de este límite la atracción gravitatoria de la estrella no permite salir de su ámbito ni si quiera los fotones.

CAPITULO 17: /el-universo/

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