Diferencia entre revisiones de «Evolución estelar»
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En [[astronomía]], se denomina '''evolución estelar''' a la secuencia de cambios que una [[estrella]] experimenta a lo largo de su existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: [[William Thomson|Lord Kelvin]] y [[
Una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de rotación y sin compañeras cercanas, atraviesa las siguientes fases, conforme a su masa inicial:<ref name="Schaller">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26AS...96..269S Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269]</ref><ref name="Heger">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H Heger, A. et al. 2003, ApJ 591, 288]</ref>
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*BRG: [[GRB|Brote de rayos gamma]]
y dejar un [[
*EB: [[Enana blanca]]
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*AN: [[Agujero negro]]
Las fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, de la velocidad de rotación y de la presencia de compañeras. Así, por ejemplo, algunas estrellas de masa baja o intermedia con una compañera cercana, o algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad, pueden acabar su vida destruyéndose por completo sin dejar ningún [[
El estudio de la evolución estelar está condicionado por sus escalas temporales, casi siempre muy superiores a la de una vida humana. Por ello no se puede analizar el ciclo de vida completo de cada estrella individualmente, sino que es necesario realizar observaciones de muchas de ellas, cada una en un punto distinto de su evolución, a modo de instantáneas de ese proceso. En este aspecto es fundamental el estudio de los [[cúmulo estelar|cúmulos estelares]], los que esencialmente son colecciones de estrellas de edad y metalicidad similares pero con un amplio rango de masas. Esos estudios luego se comparan con [[modelo]]s teóricos y [[simulación numérica|simulaciones numéricas]] de la [[estructura estelar]].
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Sea como fuere, el gas prosigue su caída hacia el centro de la nube. Este centro o núcleo de la [[protoestrella]] se comprime más deprisa que el resto liberando mayor energía potencial gravitatoria. Aproximadamente la mitad de esa energía se irradia y la otra mitad se invierte en el calentamiento de la protoestrella. De esta forma el núcleo aumenta su temperatura cada vez más hasta ''encender'' el [[hidrógeno]], momento en el cual la presión generada por las reacciones nucleares asciende rápidamente hasta equilibrar la gravedad.
La masa de la nube determina también la masa de la estrella. No toda la masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte de ese gas es expulsado cuando el «nuevo sol» empieza a lucir. Cuanto más masiva sea esta nueva estrella más intenso será su [[
La continua lucha entre la [[gravedad]], que tiende a contraer la joven estrella, y la presión producida por el calor generado en las reacciones termonucleares de su interior, es el principal factor que determina a partir de entonces la evolución de la estrella.
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Se llama '''secuencia principal''' a la fase en que la estrella quema [[hidrógeno]] en su núcleo mediante [[fusión nuclear]]. Aquí la estructura de la estrella consta esencialmente de un núcleo donde tiene lugar la [[fusión]] del hidrógeno al helio, y una envoltura que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del [[diagrama de Hertzsprung-Russell]]. En esta fase las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de tiempo de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más masivas y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como el [[Sol]], o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de poca masa como las [[enana roja|enanas rojas]]. Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo que éste ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener su colapso gravitacional. Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente, nuevas capas de hidrógeno sin procesar. Por este motivo las estrellas aumentan su [[luminosidad]] durante la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.
En una estrella de secuencia principal distinguimos dos modos de ''quemar'' el hidrógeno del núcleo, las [[
<center>[[Archivo:cadenaPP.png|500px]][[Archivo:CicloCNO.png|180px|right]]</center>
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El proceso de quemado o fusión del helio se lleva a cabo por un conjunto de reacciones que reciben el nombre de [[proceso triple-alfa|triple-alfa]] porque consiste en la transformación de tres núcleos de helio-4 en uno de carbono-12. A estas alturas el núcleo ha incrementado su densidad y su temperatura hasta llegar a los 100 millones de K (10<sup>8</sup> K). En la etapa del quemado del hidrógeno el [[berilio]]-8 era un elemento inestable que se descomponía en dos partículas alfa tal y como se ve en la cadena PP III y a las temperaturas de la segunda etapa de combustión sigue siéndolo. Ocurre que, a pesar de su inestabilidad, un buen porcentaje del berilio producido por la fusión de dos núcleos de helio-4 acaba uniéndose a otra [[partícula alfa]] antes de que tenga tiempo de desintegrarse. Así, en el núcleo de la estrella siempre hay una cierta cantidad de berilio en un equilibrio que resulta del balance entre el fabricado y el que se desintegra. La siguiente reacción de conversión del [[carbono]] en [[oxígeno]] se produce a continuación con relativa frecuencia. El problema es que se desconoce la [[sección eficaz]] de dicha reacción por lo que no se sabe en qué proporciones se forman ambos elementos. Por lo que respecta a la transformación del oxígeno-16 en [[neón]]-20 ésta tiene una contribución pequeña pero no despreciable. Por último, apenas unas pocas trazas de [[magnesio]] se producirán en esta segunda etapa.
Del helio se pasa al carbono y al oxígeno así que los elementos intermedios ([[Berilio|Be]], [[Boro|B]] y [[Litio|Li]]) no se forman en las estrellas. Éstos se fabrican en el [[medio interestelar]] por las desintegraciones del carbono, nitrógeno y oxígeno producidas por los [[
{{VT|Proceso triple-alfa}}
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=== Nebulosa planetaria + enana blanca ( M < 9-10 M<sub>Sol</sub> ) ===
[[Archivo:NGC6543.jpg|thumb|La [[nebulosa Ojo de gato]] es una [[nebulosa planetaria]] que se formó tras la muerte de una estrella de masa similar a la del Sol. El punto luminoso en el centro señala la ubicación del [[
{{AP|Enana blanca|AP2=Nebulosa planetaria}}
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=== La presencia de estrellas compañeras ===
Al dejar la secuencia principal una estrella se hincha. Si tiene una compañera cercana orbitando a su alrededor, la expansión puede llegar al punto de llenar el [[lóbulo de Roche]] de la estrella primaria, por lo que la atmósfera de ésta empieza a verterse sobre la secundaria. A partir de ese punto la evolución de ambas estrellas puede verse profundamente alterada, tanto en cuanto a sus masas y temperaturas superficiales como en cuanto a las fases que atraviesan y su destino final. Existen [[
== Escalas de tiempo en la vida de las estrellas ==
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== Bibliografía ==
*Aparicio Juan, Antonio. (2001). ''Formación estelar en galaxias irregulares enanas próximas''. Editorial Universidad de Granada. [[Granada (España)|Granada]], España. ISBN 84-338-0792-7
*George Gamow: ''The Birth & Death of the Sun: Stellar Evolution and Subatomic Energy.'' Dover Publications (2005). ISBN 0-486-44231-4
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