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 másmás 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

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 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 millones de grados los átomos de Oxígeno mas comprimidos se fusionan para formar Silicio y Azufre  O + OSi + S

Pocos días antes de la explosión Las enormes presiones elevan la temperatura por encima de los 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

Milisegun dos 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