 |
||||||
|
[Principal] [Grupo] [Galer�a] [Telescopios] [Atlas Lunar] [Constelaciones] |
||||||
Muerte de las Estrellas |
||||||
|
� 2003. Carlos Andr�s Carvajal T. Estrellas de baja masa
Cuando una estrella de masa hasta 4 solares agota el hidrogeno en su n�cleo, este se colapsa ocasionando un aumento de temperatura y el inicio de procesos de fusi�n de hidrogeno en el material que lo rodea, a esto se le denomina Shell hydrogen Burning. Estas nuevas reacciones ocasionan que las capas exteriores de la estrella se expandan para compensar el nuevo aumento de temperatura enfriando la estrella convirti�ndose en gigantes rojas. En el diagrama HR se dice que la estrella entra al brazo de las gigantes rojas. El helio que constituye el n�cleo se ve enriquecido como resultado del shell hydrogen burning que le aporta grandes cantidades de nuevos �tomos y eventualmente lo calienta tanto que lo lleva a iniciar la fusi�n del helio (core helium burning) en nuevos elementos qu�micos. Este inicio de la combusti�n de helio se lleva a cabo suavemente cuando la estrella tiene entre 2 a 3 masas solares pero cuando es mayor este inicia abruptamente denomin�ndose a este evento Flash de Helio. El inicio de este proceso lleva al n�cleo a expandirse y enfriarse disminuyendo la luminosidad de la estrella, la disminuci�n en liberaci�n de energ�a, sin embargo, produce con el tiempo que la estrella se contraiga nuevamente aumentando su temperatura, como la luminosidad cambia muy poco la estrella en el diagrama HR se mueve en el brazo horizontal. Las estrellas en esta zona tienen n�cleos de fusi�n de helio rodeadas por capas de fusi�n de hidrogeno. La combusti�n de Helio produce n�cleos de carbono y oxigeno. Despu�s de millones de a�os pr�cticamente todo el helio se habr� convertido en estos dos elementos. Como las reacciones termonucleares cesan la temperatura cae y la estrella se contrae y solo es detenida la fuerza ejercida por la presi�n de los electrones degenerados, este aumento de presi�n aumenta la temperatura y abre el campo para que el helio remanente alrededor del n�cleo se prenda ocasionando una shell helium burning. En este punto la historia se repite y la estrella vuelve a dilatarse y nuevamente pasa a ser una gigante roja pero en este caso con una luminosidad mucho mayor. En este estado estas estrellas se conocen como Asymtotic Giant Branch Stars o AGB y su evoluci�n en el diagrama HR sigue un brazo del mismo nombre. Estas estrellas est�n formadas por un n�cleo de carb�n oxigeno degenerado con una capa de fusi�n de helio rodeadas por una capa de fusi�n de hidrogeno, en la medida que la estrella se expande se enfr�a y limita la reacciones termonucleares. Durante estas fases la forma en que la estrella transporta su energ�a y pasa de trasportarla por difusi�n radiativa (radiaci�n electromagn�tica) a convecci�n. La convecci�n que durante la secuencia principal solo trasporta la energ�a en la parte mas externa de la estrella en estos caso penetra hasta el n�cleo y permite que se liberen lo metales producidos en el, de esta manera, las estrellas cuando se convierten en gigantes rojas por primera vez aumentan las concentraciones de carbono oxigeno e nitr�geno en las capas exteriores, posteriormente, cuando cesa la fusi�n de helio se altera aun mas las concentraciones de estos elementos en la superficie estelar. Durante su estado de AGP las estrellas poseen gran cantidad de mol�culas de carbono en superficie y por eso se les conoce como estrellas de carbono. Nebulosa Planetaria
En el proceso de formaci�n de una nebulosa planetaria sucede que la combusti�n de helio aumenta la presi�n y el hidrogeno remanente se contrae y calienta hasta el punto de generar nuevas fusiones en helio; este helio, cae a las capas que poseen helio para de nuevo disparar la fusi�n de helio en un Flash de helio, esta liberaci�n de energ�a expande el hidr�geno enfriando para dar comienzo a un nuevo ciclo. A estas liberaciones de energ�a se les conoce como pulsos t�rmicos y se a calculado que ocurren cada 300.000 a�os. Al expulsar sus capas externas el n�cleo de la estrella queda expuesto liberando gran cantidad de radiaci�n ultravioleta que ioniza excita y expande el material liberado. Las nebulosas planetarias son muy comunes, se cree que sus gases se expanden a altas velocidades que pueden alcanzar los 10 a 30 km/segundo, una nebulosa t�pica contiene carbono, hidr�geno y nitr�geno y un tama�o de un a�o luz. Una nebulosa planetaria existe por alrededor de 50.000 a�os hasta que los gases se mezclan con el medio interestelar. Enanas Blancas Las estrellas de baja masa nunca alcanzan una presi�n suficiente para iniciar las reacciones termonucleares que utilicen el ox�geno y el carbono como combustibles. Si no hay reacciones termonucleares el n�cleo se enfr�a y el resultado son las llamadas enanas blancas. Estas estrellas tienen el mismo tama�o de la tierra y mantienen su tama�o sin colapsarse debido a su densidad; los electrones del n�cleo est�n degenerados y la presi�n ejercida por ellos soporta el colapso total de la estrella. Las enanas blancas son un mill�n de veces mas densas que el agua y un cucharada de su material en la tierra pesar�a alrededor de 5 toneladas, se calcula que su densidad alcanza 109 kg/m3 y entre mas masivas son mas peque�as. Existe, sin embargo un limite para que la estrella pueda ser soportada por la presi�n de los electrones degenerados, este m�ximo de masa se conoce como Limite de Chandrasekhar que es igual a 1.4 masas solares, por encima de este el n�cleo se colapsa para formar una estrella de neutrones o un agujero negro. El material de una enana blanca son �tomos de carbono y oxigeno flotando en un mar de electrones degenerados. Aunque mantienen el mismo tama�o mientras sufren el proceso de enfriamiento su luminosidad y temperatura superficial disminuyen con el tiempo. Pasados millones y millones de a�os las enanas blancas llegaran a tener una temperatura cero. Estrellas masivas (> 4 masas solares) Como en las estrellas de masa menor la vida de una estrella masiva comienza su fin cuando agota el hidr�geno como combustible principal, en este momento se convierte en una gigante con un n�cleo de helio y una capa de hidrogeno en combusti�n, el n�cleo comienza a tener reacciones termonucleares cuando la temperatura y presi�n aumentan lo suficiente para desencadenarlas. Una vez que termina la fusi�n de helio en el n�cleo este queda rico en carbono - ox�geno y es en este punto cuando la muerte de la estrella masiva toma un camino diferente a la de las estrellas menores. El n�cleo remanente de carb�n - oxigeno supera el limite de Chandrasekhar, de esta manera, su colapso lo lleva a tener las condiciones necesarias para que se inicie un nuevo ciclo de reacciones en las cuales el carbono comienza a fusionarse en ox�geno, neon, sodio y magnesio. Si la estrella tiene m�s de 8 masas solares una vez que el carbono se agota el n�cleo nuevamente se contrae alcanzando temperaturas de 109 K en la cual se dispara la fusi�n de neon aumentando las concentraciones de ox�geno y magnesio. Cuando el neon se agota se presenta otra contracci�n nuclear y se inicia la combusti�n de oxigeno a temperaturas de 1.5x109 K siendo el producto principal el sulfuro. Al terminarse el oxigeno la temperatura llega a desencadenar la fusi�n de silicio que produce una gran variedad de �tomos entre ellos sulfuro y hierro. Durante todas estas fases la luminosidad, temperatura y radio de la estrella var�an ampliamente lo que hace que se desplaza en varias zonas del diagrama HR (estrellas variables)
Supernovas
Las estrellas mayores a 8 masas solares no forman nebulosas planetarias ni enanas blancas, sino que terminan en en explosiones espectaculares llamadas Supernovas. Cuando la temperatura en el n�cleo de una estrella masiva aumenta lo suficiente se inician reacciones termonucleares que liberan inmensas cantidades de neutrinos. La estrella para compensar la p�rdida de energ�a por el escape de neutrinos aumenta la combusti�n nuclear o se contrae m�s, pero cuando llega la etapa estable con la producci�n de hierro no se produce mas energ�a termonuclear y solo queda la contracci�n del n�cleo como fuente de ella. La temperatura producida por la r�pida contracci�n se eleva hasta los 5x109 K en un cent�simo de segundo. En este momento se liberan gran cantidad de rayos gamma que impactan sobre los n�cleos de hierro rompi�ndolos en part�culas alfa en un proceso denominado foto desintegraci�n. En otra cent�sima de segundo el n�cleo es tan denso que los electrones se combinan con los protones para formar neutrones, proceso en el cual se liberan gran cantidad de neutrinos. Esta liberaci�n de neutrinos enfr�a a la estrella llev�ndola a contraerse aun m�s. 0.25 segundos despu�s esta contracci�n r�pida se inicia y se detiene de manera s�bita y la parte mas interna del n�cleo rebota y se expande creando una poderosa onda de presi�n hacia el exterior. Durante esta etapa las capas externas se han enfriado y est�n cayendo a un 15% de la velocidad de la luz, chocando contra el material que sale, en una fracci�n de segundo el material que cae al n�cleo comienza a salir nuevamente hacia el exterior. Despu�s de algunas horas alcanza la superficie de la estrella en donde se libera en un fen�meno llamado supernova. Antes de que la supernova se suceda la compresi�n de las ondas de choque ocasionan nuevas reacciones termonucleares que producen muchos elementos qu�micos mas pesados que el hierro (zinc, oro, plata, mercurio uranio, etc). Existen diferentes tipos de supernovas: Tipo Ia. No tienen en su espectro l�neas de hidrogeno o helio pero si de absorci�n de s�lice ionizado, son producidas por la explosi�n de una enana blanca de un sistema binario que ha recibido suficiente material de su compa�era como para reiniciar las reacciones nucleares Tipo Ib. No tienen l�neas de hidrogeno pero si de helio ionizado. Resultan del colapso de estrellas masivas que perdieron el hidrogeno de sus capas externas. Tipo Ic. No tienen l�neas de hidrogeno ni de helio. Las estrellas que las producen perdieron sus capas de helio e hidrogeno antes de la explosi�n. Tipo II. Poseen l�neas de emisi�n de hidrogeno. Se producen por explosi�n de estrellas que todav�a poseen gran cantidad de este elemento en su superficie.
|
