estructuras internas de estrellas de secuencia principal, zonas de convección con ciclos de flecha y zonas radiativas con destellos rojos. A la izquierda una enana roja de baja masa, en el centro una enana amarilla de tamaño medio y a la derecha una estrella masiva de secuencia principal azul-blanca.
eventualmente el núcleo de la estrella agota su suministro de hidrógeno y la estrella comienza a evolucionar fuera de la secuencia principal., Sin la presión de radiación externa generada por la fusión de hidrógeno para contrarrestar la fuerza de gravedad, el núcleo se contrae hasta que la presión de degeneración de electrones se vuelve suficiente para oponerse a la gravedad o el núcleo se calienta lo suficiente (alrededor de 100 MK) para que comience la fusión de helio. Cuál de estos sucede primero depende de la masa de la estrella.
estrellas de baja máseditar
lo que sucede después de que una estrella de baja masa deja de producir energía a través de la fusión no ha sido observado directamente; el universo es alrededor de 13.,8 mil millones de años, que es menos tiempo (por varios órdenes de magnitud, en algunos casos) del que se necesita para que cese la fusión en tales estrellas.
modelos astrofísicos recientes sugieren que las enanas rojas de 0.1 m may pueden permanecer en la secuencia principal durante unos seis a doce billones de años, aumentando gradualmente tanto en temperatura como en luminosidad, y tomar varios cientos de miles de millones de años más para colapsar, lentamente, en una enana blanca. Tales estrellas no se convertirán en gigantes rojas, ya que toda la estrella es una zona de convección y no desarrollará un núcleo de helio degenerado con una cáscara que quema hidrógeno., En su lugar, la fusión de hidrógeno continuará hasta que casi toda la estrella sea helio.
Las estrellas ligeramente más masivas se expanden en gigantes rojas, pero sus núcleos de helio no son lo suficientemente masivos como para alcanzar las temperaturas requeridas para la fusión del helio, por lo que nunca alcanzan la punta de la rama de la gigante roja. Cuando termina la quema de la cáscara de hidrógeno, estas estrellas se mueven directamente desde la rama gigante roja como una estrella post-asintótica de rama gigante (AGB), pero con menor luminosidad, para convertirse en una enana blanca. Una estrella con una masa inicial de aproximadamente 0.,6 m☉ serán capaces de alcanzar temperaturas lo suficientemente altas como para fusionar el helio, y estas estrellas «de tamaño medio» pasan a otras etapas de evolución más allá de la rama gigante roja.
estrellas de tamaño Medioeditar
la pista evolutiva de una masa solar, metalicidad solar, estrella desde la secuencia principal hasta post-AGB
estrellas de aproximadamente 0.6-10 M become se convierten en gigantes rojas, que son grandes estrellas no de secuencia principal de clasificación estelar K O M. gigantes rojas se encuentran a lo largo del borde derecho del diagrama de Hertzsprung–Russell debido a su color rojo y gran luminosidad., Los ejemplos incluyen Aldebarán en la constelación Tauro y Arcturus en la constelación de Boötes.
Las estrellas de tamaño medio son gigantes rojas durante dos fases diferentes de su evolución posterior a la secuencia principal: estrellas de ramas gigantes rojas, con núcleos inertes hechos de helio y conchas que queman hidrógeno, y estrellas de ramas Gigantes asintóticas, con núcleos inertes hechos de carbono y conchas que queman helio dentro de las conchas que queman hidrógeno. Entre estas dos fases, Las estrellas pasan un período en la rama horizontal con un núcleo de fusión de helio., Muchas de estas estrellas fusionadoras de helio se agrupan hacia el extremo frío de la rama horizontal como gigantes de tipo K y se conocen como gigantes de grupo rojo.
fase Subgianteditar
Cuando una estrella agota el hidrógeno en su núcleo, abandona la secuencia principal y comienza a fusionar hidrógeno en una concha fuera del núcleo. El núcleo aumenta en masa a medida que la cáscara produce más helio., Dependiendo de la masa del núcleo de helio, esto continúa durante varios millones a uno o dos mil millones de años, con la estrella expandiéndose y enfriándose a una luminosidad similar o ligeramente inferior a su estado de secuencia principal. Eventualmente, o el núcleo se degenera, en estrellas alrededor de la masa del sol, o las capas externas se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, en estrellas más masivas. Cualquiera de estos cambios hace que la capa de hidrógeno aumente de temperatura y la luminosidad de la estrella aumente, momento en el que la estrella se expande sobre la rama gigante roja.,
fase de la rama Gigante Rojaeditar
las capas exteriores en expansión de la estrella son convectivas, con el material mezclado por turbulencia desde cerca de las regiones de fusión hasta la superficie de la estrella. Para todas las estrellas, excepto las de menor masa, el material fundido ha permanecido profundo en el interior estelar antes de este punto, por lo que la envoltura convectora hace que los productos de fusión sean visibles en la superficie de la estrella por primera vez., En esta etapa de la evolución, los resultados son sutiles, con los mayores efectos, alteraciones de los isótopos de hidrógeno y helio, siendo observables. Los efectos del ciclo CNO aparecen en la superficie durante el primer dragado, con relaciones 12c/13C más bajas y proporciones alteradas de carbono y nitrógeno. Estos son detectables con espectroscopia y se han medido para muchas estrellas evolucionadas.
el núcleo de helio continúa creciendo en la rama gigante roja., Ya no está en equilibrio térmico, ya sea degenerado o por encima del límite de Schoenberg-Chandrasekhar, por lo que aumenta la temperatura lo que hace que la tasa de fusión en la cáscara de hidrógeno aumente. La estrella aumenta en luminosidad hacia la punta de la rama gigante roja. Las estrellas gigantes rojas con un núcleo de helio degenerado alcanzan la punta con masas de núcleo muy similares y luminosidades muy similares, aunque la más masiva de las gigantes rojas se calienta lo suficiente como para encender la fusión de helio antes de ese punto.,
rama Horizontaleditar
en los núcleos de helio de estrellas en el rango de masa solar de 0.6 a 2.0, que están soportados en gran medida por la presión de degeneración de electrones, la fusión de helio se encenderá en una escala de tiempo de días en un flash de helio. En los núcleos no degenerados de estrellas más masivas, la ignición de la fusión de helio ocurre relativamente lentamente sin flash., La energía nuclear liberada durante el flash de helio es muy grande, del orden de 108 veces la luminosidad del sol durante unos pocos días y 1011 veces la luminosidad del sol (aproximadamente la luminosidad de la Vía Láctea) durante unos pocos segundos. Sin embargo, la energía es consumida por la expansión térmica del núcleo inicialmente degenerado y por lo tanto no se puede ver desde fuera de la estrella. Debido a la expansión del núcleo, la fusión de hidrógeno en las capas superpuestas se ralentiza y la generación total de energía disminuye., La estrella se contrae, aunque no hasta la secuencia principal, y migra a la rama horizontal en el diagrama de Hertzsprung–Russell, reduciendo gradualmente su radio y aumentando su temperatura superficial.
Las estrellas flash de helio evolucionan hacia el extremo rojo de la rama horizontal, pero no migran a temperaturas más altas antes de obtener un núcleo de carbono-oxígeno degenerado y comenzar a quemar la cáscara de helio. Estas estrellas se observan a menudo como un grupo rojo de estrellas en el diagrama color-magnitud de un cúmulo, más caliente y menos luminoso que las gigantes rojas., Las estrellas de mayor masa con núcleos de helio más grandes se mueven a lo largo de la rama horizontal a temperaturas más altas, algunas se convierten en estrellas pulsantes inestables en la franja de inestabilidad amarilla (variables RR Lyrae), mientras que algunas se vuelven aún más calientes y pueden formar una cola azul o un gancho azul a la rama horizontal. La morfología de la rama horizontal depende de parámetros como metalicidad, edad y contenido de helio, pero los detalles exactos todavía están siendo modelados.,
fase asintótica-gigante-ramaeditar
después de que una estrella ha consumido el helio en el núcleo, la fusión de hidrógeno y helio continúa en conchas alrededor de un núcleo caliente de carbono y oxígeno. La estrella sigue la rama asintótica gigante en el diagrama de Hertzsprung–Russell, paralela a la evolución original de la gigante roja, pero con una generación de energía aún más rápida (que dura un tiempo más corto). Aunque el helio se quema en una concha, la mayor parte de la energía es producida por el hidrógeno que se quema en una concha más lejos del núcleo de la estrella., El helio de estas cáscaras ardientes de hidrógeno cae hacia el Centro de la estrella y periódicamente la salida de energía de la cáscara de helio aumenta dramáticamente. Esto se conoce como pulso térmico y ocurren hacia el final de la fase asintótica-rama gigante, a veces incluso en la fase post-asintótica – rama gigante. Dependiendo de la masa y la composición, puede haber de varios a cientos de pulsos térmicos.
hay una fase en el ascenso de la rama asintótica gigante donde se forma una zona convectiva profunda y puede traer carbono desde el núcleo a la superficie., Esto se conoce como la segunda draga, y en algunas estrellas incluso puede haber una tercera draga. De esta manera se forma una estrella de carbono, estrellas muy frías y fuertemente enrojecidas que muestran fuertes líneas de carbono en sus Espectros. Un proceso conocido como quema de fondo caliente puede convertir el carbono en oxígeno y nitrógeno antes de que pueda ser dragado a la superficie, y la interacción entre estos procesos determina las luminosidades y espectros observados de las estrellas de carbono en cúmulos particulares.,
otra clase bien conocida de estrellas asintóticas de ramas gigantes son las variables de Mira, que pulsan con períodos bien definidos de decenas a cientos de días y grandes amplitudes de hasta aproximadamente 10 magnitudes (en el visual, la luminosidad total cambia en una cantidad mucho menor). En las estrellas más masivas, las estrellas se vuelven más luminosas y el período de pulsación es más largo, lo que lleva a una mayor pérdida de masa, y las estrellas se oscurecen en gran medida en las longitudes de onda visuales. Estas estrellas pueden ser observadas como estrellas OH/IR, pulsando en el infrarrojo y mostrando actividad de Oh maser., Estas estrellas son claramente ricas en oxígeno, en contraste con las estrellas de carbono, pero ambas deben ser producidas por dragas.
Post-AGBEdit
la Nebulosa del ojo de gato, una nebulosa planetaria formada por la muerte de una estrella con aproximadamente la misma masa que el sol
unta de la rama asintótica gigante y se queda sin combustible para la quema de caparazones., No son lo suficientemente masivas como para iniciar la fusión de carbono a gran escala, por lo que se contraen de nuevo, pasando por un período de superviento post-asintótico de rama gigante para producir una nebulosa planetaria con una estrella central extremadamente caliente. La estrella central se enfría y se convierte en una enana blanca. El gas expulsado es relativamente rico en elementos pesados creados dentro de la estrella y puede estar particularmente enriquecido con oxígeno o carbono, dependiendo del tipo de estrella. El gas se acumula en una envoltura en expansión llamada envoltura circunestelar y se enfría a medida que se aleja de la estrella, permitiendo que se formen partículas de polvo y moléculas., Con la alta entrada de energía infrarroja de la estrella central, se forman las condiciones ideales en estas envolturas circunestelares para la excitación del máser.
es posible que los pulsos térmicos se produzcan una vez que la evolución post-asintótica de rama gigante ha comenzado, produciendo una variedad de estrellas inusuales y poco conocidas como estrellas asintóticas de rama gigante nacidas de nuevo. Estos pueden resultar en estrellas de rama horizontal extrema (estrellas subdwarf B), estrellas post-asintóticas de rama gigante deficientes de hidrógeno, estrellas centrales variables de nebulosa planetaria y variables R Coronae Borealis.,
Enorme starsEdit
imagen Reconstruida de Antares, una supergigante roja
En las estrellas masivas, el núcleo es ya lo suficientemente grande como en el inicio de la combustión del hidrógeno shell que helio de encendido se produzca antes de la degeneración de electrones de presión tiene una oportunidad de ser frecuentes. Por lo tanto, cuando estas estrellas se expanden y enfrían, no brillan tan dramáticamente como las estrellas de menor masa; sin embargo, eran más luminosas en la secuencia principal y evolucionan a Supergigantes altamente luminosas., Sus núcleos se vuelven lo suficientemente masivos como para no poder sostenerse por la degeneración de electrones y eventualmente colapsarán para producir una estrella de neutrones o un agujero negro.
evolución Supergiganteditar
Las estrellas extremadamente masivas (más de aproximadamente 40 M☉), que son muy luminosas y por lo tanto tienen vientos estelares muy rápidos, pierden masa tan rápidamente debido a la presión de radiación que tienden a despojarse de sus propias envolturas antes de que puedan expandirse para convertirse en supergigantes rojas, y por lo tanto retienen temperaturas superficiales extremadamente altas (y color azul-blanco) desde su tiempo de secuencia principal en adelante., Las estrellas más grandes de la generación actual están a unos 100-150 M because porque las capas externas serían expulsadas por la radiación extrema. Aunque las estrellas de menor masa normalmente no queman sus capas externas tan rápidamente, también pueden evitar convertirse en gigantes rojas o supergigantes rojas si están en sistemas binarios lo suficientemente cerca como para que la estrella compañera se desprenda de la envoltura a medida que se expande, o si giran lo suficientemente rápido como para que la convección se extienda desde el núcleo hasta la superficie, lo que resulta en la ausencia de un núcleo y envoltura separados debido a la mezcla completa.,
las capas en forma de cebolla de una estrella masiva, evolucionada justo antes del colapso del núcleo (no a escala)
El núcleo de una estrella masiva, definido como la región agotada de hidrógeno, crece más caliente y más densa a medida que acumula material de la fusión de hidrógeno fuera del núcleo. En estrellas suficientemente masivas, el núcleo alcanza temperaturas y densidades lo suficientemente altas como para fusionar carbono y elementos más pesados a través del proceso Alfa. Al final de la fusión de helio, el núcleo de una estrella consiste principalmente en carbono y oxígeno., En estrellas de más de 8 m☉, El carbono se enciende y se fusiona para formar neón, sodio y magnesio. Las estrellas algo menos masivas pueden encender parcialmente el carbono, pero son incapaces de fusionarlo completamente antes de que se produzca la degeneración de electrones, y estas estrellas eventualmente dejarán una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio.
el límite de masa exacto para la quema total de carbono depende de varios factores como la metalicidad y la masa detallada perdida en la rama gigante asintótica, pero es de aproximadamente 8-9 M☉. Después de que se complete la quema de carbono, el núcleo de estas estrellas alcanza aproximadamente 2.,5 M☉ y se calienta lo suficiente para que los elementos más pesados se fusionen. Antes de que el oxígeno comience a fusionarse, el neón comienza a capturar electrones, lo que desencadena la quema de neón. Para un rango de estrellas de aproximadamente 8-12 m☉, este proceso es inestable y crea una fusión descontrolada que resulta en una supernova de captura de electrones.
en estrellas más masivas, la fusión de neón procede sin una deflagración fuera de control. Esto es seguido a su vez por la quema completa de oxígeno y la quema de silicio, produciendo un núcleo que consiste en gran parte de elementos de pico de hierro. Alrededor del núcleo hay cáscaras de elementos más ligeros que aún se fusionan., La escala de tiempo para la fusión completa de un núcleo de carbono a un núcleo de hierro es tan corta, solo unos pocos cientos de años, que las capas externas de la estrella son incapaces de reaccionar y la apariencia de la estrella no ha cambiado en gran medida. El núcleo de hierro crece hasta que alcanza una masa efectiva de Chandrasekhar, más alta que la masa formal de Chandrasekhar debido a varias correcciones para los efectos relativistas, entropía, carga y la envoltura circundante. La masa efectiva de Chandrasekhar para un núcleo de hierro varía de Aproximadamente 1.34 m in en las supergigantes rojas menos masivas a más de 1.8 M in en estrellas más masivas., Una vez que se alcanza esta masa, los electrones comienzan a ser capturados en los núcleos de pico de hierro y el núcleo se vuelve incapaz de sostenerse a sí mismo. El núcleo colapsa y la estrella es destruida, ya sea en una supernova o colapso directo a un agujero negro.,
SupernovaEdit
La Nebulosa del Cangrejo, los destrozados restos de una estrella que explotó como una supernova visible en 1054 AD
Cuando el núcleo de una estrella masiva colapsa, se forma una estrella de neutrones, o en el caso de los núcleos que superan el Tolman-Oppenheimer-Volkoff límite, un agujero negro. A través de un proceso que no se entiende completamente, parte de la energía potencial gravitacional liberada por este colapso del núcleo se convierte en una supernova de tipo Ib, tipo Ic o tipo II., Se sabe que el colapso del núcleo produce una oleada masiva de neutrinos, como se observó con la supernova SN 1987A. los neutrinos extremadamente energéticos fragmentan algunos núcleos; parte de su energía se consume en la liberación de nucleones, incluidos neutrones, y parte de su energía se transforma en calor y energía cinética, aumentando así la onda de choque iniciada por el rebote de parte del material que cae del colapso del núcleo. La captura de electrones en partes muy densas de la materia infalling puede producir neutrones adicionales., Debido a que parte de la materia rebotante es bombardeada por los neutrones, algunos de sus núcleos los capturan, creando un espectro de material más pesado que el hierro, incluidos los elementos radiactivos hasta (y probablemente más allá) del uranio., Aunque las gigantes rojas que no explotan pueden producir cantidades significativas de elementos más pesados que el hierro usando neutrones liberados en reacciones laterales de reacciones nucleares anteriores, la abundancia de elementos más pesados que el hierro (y en particular, de ciertos isótopos de elementos que tienen múltiples isótopos estables o de larga vida) producidos en tales reacciones es bastante diferente de la producida en una supernova., Ninguna abundancia por sí sola coincide con la encontrada en el sistema Solar, por lo que tanto las supernovas como la expulsión de elementos de gigantes rojas son necesarias para explicar la abundancia observada de elementos pesados e isótopos de los mismos.
la energía transferida del colapso del núcleo al material de rebote no solo genera elementos pesados, sino que proporciona su aceleración mucho más allá de la velocidad de escape, causando así una supernova de tipo Ib, tipo Ic o tipo II., La comprensión actual de esta transferencia de energía aún no es satisfactoria; aunque los modelos computacionales Actuales de supernovas de tipo Ib, tipo Ic y tipo II representan parte de la transferencia de energía, no son capaces de explicar la transferencia de energía suficiente para producir la eyección observada de material. Sin embargo, las oscilaciones de neutrinos pueden jugar un papel importante en el problema de la transferencia de energía, ya que no solo afectan a la energía disponible en un sabor particular de neutrinos, sino también a través de otros efectos relativistas generales sobre los neutrinos.,
algunas pruebas obtenidas del análisis de la masa y los parámetros orbitales de estrellas binarias de neutrones (que requieren dos supernovas de este tipo) sugieren que el colapso de un núcleo de oxígeno-neón-magnesio puede producir una supernova que difiere observablemente (en formas distintas al tamaño) de una supernova producida por el colapso de un núcleo de hierro.
Las estrellas más masivas que existen hoy en día pueden ser completamente destruidas por una supernova con una energía que excede en gran medida su energía de enlace gravitacional. Este raro evento, causado por la inestabilidad de la pareja, no deja ningún remanente de agujero negro., En la historia pasada del universo, algunas estrellas eran incluso más grandes que la más grande que existe hoy en día, e inmediatamente colapsarían en un agujero negro al final de sus vidas, debido a la fotodisintegración.
evolución estelar de estrellas de baja masa (ciclo izquierdo) y alta masa (ciclo derecho), con ejemplos en cursiva
Deja una respuesta