Diagrama de recursos humanos
Este práctico diagrama grafica la evolución de una estrella. Traza el brillo de las estrellas frente a sus temperaturas efectivas.
La secuencia principal es donde están todas las estrellas de fusión de hidrógeno, incluido nuestro propio sol.
Formación
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La formación de estrellas suele ocurrir en nubes moleculares. Las nubes moleculares son nebulosas que contienen H2 (hidrógeno molecular). Mientras el gas de hidrógeno empuja hacia afuera y la propia gravedad de la nube empuja a la nube hacia adentro, la nube está en equilibrio.
Sin embargo, si la nube se vuelve demasiado grande y la gravedad supera la presión del gas, colapsa hacia adentro. La masa específica en la cual ocurrirá este colapso se llama masa de Jeans.
A medida que se colapsa, gira y se vuelve más denso y más caliente. H2 comienza a romperse y los átomos se ionizan. Ahora tenemos una protoestrella o una estrella de secuencia pre-principal.
Una vez que se caliente y sea lo suficientemente masivo, la energía cinética de los protones finalmente excederá su repulsión (recuerde que + es rechazado por +). Una vez que eso sucede, la fusión de hidrógeno puede comenzar con las reacciones de la cadena protón-protón. Estas estrellas son las que se ven en la secuencia principal del diagrama HR.
Enanos marrones
Estas estrellas pobres nunca se calientan lo suficiente ni lo suficientemente masivas como para que se produzca la fusión de hidrógeno. Como resultado, son muy tenues y se desvanecen lentamente.
Enanos rojos
Las enanas rojas son muy pequeñas y tenues. No son muy masivos ni calientes. Sin embargo, son más masivas que las enanas marrones y pueden mantener una fusión limitada de hidrógeno en su núcleo. Tienen un poco de convección, por lo que el helio producido en el núcleo circula hacia el resto de la estrella. Permanecen en la secuencia principal durante mucho tiempo.
Gigantes rojas
Estas estrellas gigantes han agotado todo el hidrógeno en su núcleo. Todo lo que queda es algo de helio inactivo. Sin embargo, tienen algo de hidrógeno en sus conchas, por lo que hacen un poco de fusión de hidrógeno allí. Sus conchas son realmente grandes pero frescas. Como resultado, pueden verse muy grandes, pero generalmente son de color amarillo anaranjado debido a sus bajas temperaturas. Una vez que todo el helio se ha agotado, todo se derrumba en una enana blanca.
Enanos blancos
Estos son pequeños, pero súper súper densos. No hay ninguna fusión en las enanas blancas. Son restos estelares, y la mayoría de las estrellas terminarán como una enana blanca al final de sus vidas. Después de que las estrellas agotan su suministro, arrojan sus capas exteriores. Una enana blanca es lo que queda de su núcleo. Son tan densos porque todo se derrumba hacia adentro; No hay presión de gas sosteniendo la estrella. Como no hay fusión, lo único que la sostiene es la repulsión entre los electrones (rechazada por), que solo ocurre en escalas pequeñas. Como resultado, es muy pequeño y denso. También se enfría muy rápidamente. Eventualmente, se enfriará para formar una enana negra, que apenas emite luz o calor, pero aún no hemos visto que eso suceda.
Estos pueden explotar en supernovas de tipo Ia si tienen un compañero del que pueden chupar la materia. Una vez que alcance una cierta masa (llamada límite de Chandrasekhar), colapsará.
Estrellas de neutrones
Las estrellas que no se convierten en enanas blancas se convierten en estrellas de neutrones en rotación. Estos son casi lo mismo que las enanas blancas, excepto que son neutrones que lo sostienen en lugar de la repulsión de electrones. De acuerdo con el principio de exculsión de Pauli, no hay dos neutrones que puedan estar en el mismo lugar al mismo tiempo.
Agujeros negros
Si la estrella es realmente masiva, incluso la presión de la degeneración de los neutrones no puede evitar que se colapse completamente hasta que se vuelva más pequeña que su radio de Schwarzschild, que es el radio al que la luz no puede escapar.
En simple
La explicación anterior es demasiado complicada.
Los gases en el espacio se unen debido a la gravedad. Con el tiempo, estos gases forman grandes nubes conocidas como nebulosas. La gravedad jala una nebulosa, apretándola más y más fuerte hasta que junta los gases. La inmensa presión obliga al hidrógeno a unirse en helio en un proceso conocido como fusión .
La fusión empuja hacia afuera , equilibrando la presión interior de la gravedad. Este proceso continúa durante mucho tiempo, desde millones hasta miles de millones de años. Una vez que la estrella se queda sin material para fundirse, no hay presión externa para contrarrestar la fuerza de la gravedad, por lo que la estrella colapsa. Este colapso crea más presión, lo que puede resultar en un par de formas diferentes, dependiendo de lo que esté disponible.
Lo más probable es que la presión más alta permita la fusión de lo que antes era el producto de la fusión de hidrógeno: el helio. El helio se fundirá en carbono. Este proceso continuará hasta que no sea posible fusionar nada más.
Cuando la estrella se comprime cuando se queda sin combustible, el cambio a un combustible diferente a menudo puede ser explosivo. Dependiendo de las circunstancias, la cantidad de presión hacia el exterior que resulta de este interruptor puede hacer que la estrella se expanda tanto que sus capas externas se alejen formando una nebulosa , o la estrella explota en lo que se conoce como una nova .
