El universo

Tipos de estrellas

Las estrellas no son todas las estrellas son iguales, varían en varios aspectos:

Masas

Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de la solar y unas 20 veces la masa del Sol.
La mayoría de las estrellas son menores que nuestro sol
El límite inferior es de una décima parte que la masa del sol. Los cuerpos menores no brillan por reacciones nucleares y se denominan enanas marrones

Temperatura

La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero la temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de 30.000 ºK

Luminosidad

Varía enormemente; desde diezmilésimas de la solar hasta 100.000 veces mayor

Tamaño

Generalmente de tamaño semejante al solar o algo menores pero existen estrellas enormaes de UA de radio.

 Comparacióndel tamaño de los cuerpos celestes

Clasificación de las estrellas

Para clasificar estrellas se recurre a dos parámetros fáciles de medir:

- La temperatura superficial que se puede deducir por su color
- La luminosidad absoluta que se puede deducir sabiendo su brillo aparente y su distsncia

Diagrama de Hertzsprung-Russell o Diagrama H-R

Cuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color frente a la luminosidad se obtiene un diagrama como el siguiente:

En el eje x se mide la temperatura superficial que se corresponde a un grupo espectral (O B A F K M)
En el eje Y se mide la luminosidad absoluta en escal logarítmica

De este diagrama se observan las siguientes características:

La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la gráfica. En esta secuencia principal las estrelas más brillantes son las de mayor temperatura superficial.

Algunas estrellas son frias pero muy luminosas (Parte superior derecha del diagrama).
El motivo es que son de gran tamaño. Se las denomina gigantes rojas

Otras estrellas son poco luminosas calientes, enanas blancas

Existen cuerpos frios y poco brillantesdenominados enanas marrones.
Son muy difíciles de observar pero abundantes
Se encuentran en la parte inferior derecha del diagrama

Estrellas variables y novas

La mayoría de las estrellas mantienen su emisión de radiación aproximadamente constante durante periodos prolongados de tiempo, del orden de millones a miles de millones de años.

Algunas cambian de brillo en días, semanas o meses, estas son las denominadas estrellas variables

A las estrelas que aparecen en el cielo sin que antes se las hubiera observado se las denomina novas

 

Supernovas

Se denominan supernovas a estrelas de brillo intensísimo, una supernova puede brillar como toda una galaxia.
Este brillo extraordinario se produce solo una vez en la vida de alguna estrellas y dura muy poco tiempo.
Es debido a explosiones estelares que mandan al espacio una porción importante de la masa de la estrella (entre ello elementos más pesados que el He . O C N Fe Ni ..... (metales para los astrónomos))
Las explosiones de supernovas se supone que son el desencadenante de la formación de nuevas estrellas y planetas.

Evolución estelar

La vida de una estrella se puede explicar por las siguientes fuerzas que actúan sobre la materia:

Secuencia de acontecimientos en la evolución de una estrella

Una masa de gas no homogénea por perturbación o expontáneamente se contrae por gravedad.

La contracción aumenta temperatura

El aumento de temperatura aumenta presión hasta que se equilibra con la gravedad.

La energía se pierde por radiación al espacio y se vuelve contraer y a aumentar la presión

Al estar los elementos de la masa de gas cada vez más próximos la atracción gravitatoria se vuelve cada vez mayor y la temperatura tiene que ser cada vez más elevada para mentener la estructura del gas en compresión.

La radiación emitida va cambiando desde el infrarrojo a visible

El proceso continúa hasta que la presión es suficiente para producir la fusión del hidrógeno en helio.
4 H -> 1 He . Se produce a unos 7 a 20 millones de ºK
Esta reacción nuclear de fusión genera gran cantidad de energía que equilibra a la perdida por radiación.

De esta manera se mantiene la estrella irradiando durante millones de años (secuencia principal del diagrama HR) Las estrellas grandes al tener mayor temperatura son azules, tienen un nucleo de fusión grande, queman grandes cantidades de H y viven pocos millones de años Las estrellas menores son rojas y su vida en la secuencia principal es más larga: miles de millones de años. El Sol vivirá unos 10.000 m.a. quemando materia a unos 600 millones TM/s Al agotarse el H el núcleo se contrae y calienta y empieza la fusión de otros elementos más pesados hasta el Fe Las temperaturas interiores son mucho más altas 100 millones ºK De la fusión de elementos pesados se obtiene mucha menor energíapor lo que el proceso es mucho más rápido. En esta fase, mientras el núcleo se calienta la periferia se expande y enfría: se forman las estrellas gigantes rojas Son estrellas inestables: - A veces se producen explosiones: novas - A veces se convierten en estrellas variables. en las que cambia el brillo periódicamente.

Las reacciones de fusión ocurren a temperaturas crecientes de modo que las estrellas viejas tienen capas de diferente composición en las que puede haber reacciones de fusión diferentes . Esto las hace inestables y propicia que pierdan sus capas extereiores formando las llamadas nebulosas planetarias

Final de la vida de una estrella

El futuro de la estrella depende de la masa

Estrellas de masa entre 0.1 y 9 masas solares

Van agotando su combustible. Las menores sólo el H, las mayores llegan hasta tener un núcleo de Fe.
Las que pasan por estado de gigante roja terminan por emitir al espacio parte de sus capas exteriores formando las denominadas nebulosas planetarias
Dejan de tener reacciones nucleares y solo emiten calor por la contracción del cuerpo disminuyendo mucho su tamaño y convirtiéndose en enanas blancas muy densas.
Una enana blanca de masa solar tendría el tamaño de la Tierra. su densidad sería de 1 Tm/cm3 aprox.
Las enanas blancas se van enfriando lentamente.

Estrellas mayores de 9 masas solares

Da lugar a una supernova explosiva . que emite tanta radiación como toda una galaxia.
Las supernovas emiten al espacio la mayor parte de la masa de la estrella quedando un resto estelar sin capacidad de seguir teniendo reacciones de fusión.
En estas explosiones se pueden formar por fusión nuclear elementos químicos más pesados que el hierro.

Si la masa resultante tras la explosión de supenove es menor de 3 veces la solar queda la materia condensada en una estrella de neutrones en rápida roración.
En estos restos estelares los átomos no pueden aguantar la gravedad y se combinan protones y electrones formando una especie de átomo gigante de neutrones
Su diámetro es de unos 20 Km y su densidad de unos 100 millones Tm/cm3

Si la masa resultante tras la explosión es mayor de 3 veces la solar se origina un Agujero Negro .
La gravedad es tan intensa que no pueden escapar ni los fotones
El tiempo y el espacio se alteran en su interior. Nada puede escapar de este resto estelar.

Influencia en la formación de nuevas estrellas

El final de la vida de una estrella influye en la composición y estructura de la siguiente generación
Las nebulosas planetarias emiten materiales al exterior pero de manera muy limitada, pero las supernovas proyectan grandes cantidades de materia rica en elementos pesados y a gran velocidad.

La materia expulsada por supernovas forma ondas de presión que forman nuevas estrellas.

Los elementos pesados forman polvo estelar que pueden dar lugar a planetas rocosos e influir en el comportamiento de las sigientes generaciones de estrellas.