El ciclo de vida de una estrella con una masa solar

August 27

El ciclo de vida de una estrella con una masa solar


Para una estrella, la masa es el destino. El tamaño de una estrella determina si su vida útil será largo o relativamente corto, su muerte tranquila o explosivos. Este problema, lo suficientemente abstracto en el contexto de un supermasivo lejana, golpea dolorosamente cerca de casa en términos de una estrella que tiene una sola masa solar. Por definición, ese es el tamaño de nuestro Sol

protoestrellas

Cada estrella surge de una nebulosa, una nube de gas que contiene hidrógeno en su mayoría también algo de helio y el polvo. En algún momento, un colapso gravitacional ocurre, haciendo que la materia dentro de la nebulosa a girar juntos, sus partículas que se mueven más rápido, calentando y brillante. El resultado es una brillante bola caliente, de gas llamado protoestrella.

Secuencia principal

A medida que el núcleo de la protoestrella se pone más caliente y más densa que eventualmente alcanza una temperatura (unos 10 millones de grados Kelvin) suficientes para dar comienzo al proceso de fusión de hidrógeno. Los átomos de hidrógeno se fusionan para formar helio, liberando fotones de alta energía en el proceso. Esta radiación ejerce una presión hacia el exterior, que inclina la balanza en contra de la gravedad, detener el colapso de la protoestrella. El equilibrio entre las presiones de entrada y salida se alcanza, y una estrella, como se suele decir, nace.

Esta primera etapa de la vida de la estrella es la secuencia principal. Tendrá una duración de aproximadamente 90 por ciento de la existencia de la estrella. Nuestro Sol se encuentra en su secuencia principal en este momento.

Gigante rojo

La secuencia principal termina cuando el núcleo de la estrella se le acaba de núcleos de hidrógeno. Sin la presión de la radiación generada por la fusión del hidrógeno, se pierde el equilibrio. El núcleo de la estrella, hecha casi enteramente de helio ahora, comienza a colapsar. Al igual que en la fase de protoestrella, las temperaturas aumentan al aumentar la densidad.

Algunos de hidrógeno permanece en la capa exterior de la estrella. Siendo más lejos que el hidrógeno en el núcleo, nunca alcanza una temperatura suficientemente alta para la fusión nuclear. Se alcanzará esa temperatura ahora. A medida que el núcleo se calienta, se calienta la cáscara de hidrógeno, la forma en que una estufa calienta un hervidor de agua.

Como la cáscara de hidrógeno se fusiona en helio, que genera la presión de radiación. Dado que la gravedad es más débil en la carcasa que en el núcleo, esta presión hacia el exterior de movimiento supera la gravedad de modo que las capas exteriores de gas se expanden. Se enfrían y vuelven de color rojo a medida que se alejan del núcleo. La estrella es ahora una gigante roja.

El núcleo de la gigante roja seguirá subiendo la temperatura hasta que, a alrededor de 100 millones de grados Kelvin, el helio comienza a fundirse en carbono y oxígeno. La fase de gigante roja continuará hasta que no hay más helio en el núcleo.

Enano blanco

El final de la fase de gigante roja es similar al final de la secuencia principal. El núcleo se queda sin helio. La fusión nuclear cesa. El núcleo comienza a colapsar y calentarse, haciendo que el helio en la carcasa exterior para calentar también. La fusión nuclear se produce en la cáscara, haciendo que se expanda.

Mientras tanto, el núcleo, que consiste principalmente de carbono y oxígeno ahora, simplemente sigue colapsando. A diferencia del núcleo de una estrella mucho más grande, que nunca llegará a la temperatura requerida para fundir estos elementos más pesados. En su lugar, se convierte en un objeto pequeño, denso, relativamente fría conocida como una enana blanca. Los restos de su caparazón lo rodean, una nube de materia conocido como una nebulosa planetaria.

Línea de tiempo

-estrellas individuales masas solares viven un tiempo muy largo. Nuestro Sol, por ejemplo, ha sido en su secuencia principal de 4,5 millones de años y continuará en esa fase por otros cuatro o cinco mil millones de años. Una vez que el sol se queda sin su núcleo de oxígeno, su conversión en una gigante roja se llevará a unos 250 millones de años.