Post on 06-Feb-2015
JAVIER DE LUCAS
La evolución de una estrella depende de su masa.
Una estrella de mayor masa consume su combustible de forma más rápida que una de menor masa, transitando a través del diagrama H-R más rápidamente, permaneciendo poco tiempo dentro de la secuencia principal
Gracias a compresiones originadas por un cataclismo cósmico, como la explosión de una supernova cercana, una Nubulosa comienza a contraerse, liberando energía potencial que se transforma en energía del gas y en radiación.
El globo nebular posee unas 100 unidades astronómicas de
diámetro
En el núcleo de la nube la energía se convierte en calor. Comienza la presión del gas al oponerse a la contracción.
El Hidrógeno presente en la nube es principalmente Hidrógeno molecular.
TIPOS Y EDAD
A partir de este punto, la estrella empieza su recorrido por el diagrama H-R,
comenzando desde arriba a la izquierda si se trata de una estrella muy luminosa y caliente de gran masa o desde abajo a la derecha si es una estrella mas fría y menos luminosa de masa mas baja.
Aquí se muestra el recorrido sobre el diagrama H-R de una estrella del tipo solar, desde la etapa de proto estrella (estrellas presecuencia) hasta su evolución final como enana blanca, hacia abajo a la izquierda del gráfico.
Dependiendo de la masa de la estrella, su muerte es diferente
AGONIA DEL SOL
1.- Estrellas de 0.8 a 11 masas solares
2.- Estrellas de 11 a 50 masas solares
3.- Estrellas de más de 50 masas solares
HISTORIA DEL FIN
ESTRELLA MASIVA
NEBULOSA
NUCLEO
1.000.000 de años antes de
la explosión
El núcleo eleva su temperatura hasta los 170 millones de grados,
comenzando una nueva reacción de fusión: el Helio se transforma en
Carbono y Oxígeno
He C + O
1.000 años
antes de la
explosión
Cuando la mayor parte del Helio del núcleo se agota, la energía no es suficiente como para contrarrestar la gravedad y la estrella
se contrae. Periodos de contracción y expansión convierten a la estrella en
variable. Cuando la contracción llega a elevar la temperatura del núcleo hasta los
700 millones de grados, el Carbono comienza a fusionarse en Neón y Magnesio.
C Ne + Mg
7 años antes de
la explosión
Cuando la temperatura del núcleo alcanza los 1.500 millones de grados, los átomos de Neón se fusionan para producir Oxígeno y Magnesio.
Ne + Ne O + Mg
1 año antes de
la explosión
Al incrementarse la temperatura del núcleo hasta los 2.000 millones de grados los átomos de Oxígeno mas comprimidos se fusionan para formar Silicio y Azufre
O + O
Si + S
Pocos días
antes de la
explosión
Las enormes presiones elevan la temperatura por encima de los 3.000 millones de grados convirtiendo el Silicio y Azufre en una esfera de Hierro fuertemente comprimida que posee unas 1,44 masa solares.
La estructura atómica del Hierro no permite que se fusione en átomos mas pesados, por lo que ésta es la última reacción que tiene lugar en el núcleo.
Si + S Fe
Décimas de segundo
antes de la explosión
El núcleo de Hierro llega al punto de máxima compresión, de solo el
diámetro de la Tierra; la repulsión entre sí de los núcleos atómicos produce que la parte interna del núcleo de Hierro se
expanda y contraiga violentamente creando una onda de choque que
recorre toda la estrella
Milisegundos
después de la
explosión
El retroceso del núcleo arroja materia desde dentro hacia afuera en una onda explosiva que atraviesa capa a capa los diferentes elementos creados anteriormente, calentándolas y produciendo elementos mas pesados
Segundos después
de la explosión
La explosión libera el 99,5 por ciento de su energía en forma de neutrinos.
Los neutrinos son el primer signo perceptible de la explosión de la estrella.
Lo que queda ahora de la estrella es una esfera superdensa compuesta principalmente de neutrones, una estrella de neutrones, o un agujero negro
Horas después
de la explosión
Las ondas de choque hacen erupción a través de la superficie
de la estrella, liberando gran parte de la masa hacia el espacio para formar una nube que será visible durante miles de años.
SUPERNOVA RECIENTE
TIPOS DE SUPERNOVAS
FIN