Evolución estelar
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En astronomía, denominar evolución estelar a la secuencia de cambeos qu'una estrella esperimenta a lo llargo de la so esistencia.
Mientres enforma tiempu pensóse que les estrelles yeren enormes boles de fueu perpetuo. Nel sieglu XIX apaecen les primeres teoríes científiques sobre l'orixe de la so enerxía: Lord Kelvin y Helmholtz propunxeron que les estrelles estrayíen la so enerxía de la gravedá contraer gradualmente. Pero dichu mecanismu dexaría caltener la lluminosidá del Sol mientres namái unes decenes de millones d'años, lo que nun concordar cola edá de la Tierra midida polos xeólogos, que yá entós s'envaloraba en dellos miles de millones d'años. Esa discordancia llevó a la busca d'una fonte d'enerxía distinta a la gravedá; na década de 1920 Sir Arthur Eddington propunxo la enerxía nuclear como alternativa. Anguaño sabemos que la vida de les estrelles ta rexida por esos procesos nucleares y que les fases que traviesen dende la so formación hasta la so muerte dependen de les tases de los distintos tipos de reaiciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambeos que nelles se producen al variar la so temperatura y composición internes. Con éses la evolución estelar puede describise como una batalla ente dos fuercies: la gravitatoria, que dende la formación d'una estrella a partir d'una nube de gas tiende a estruyila y a conducila al colapsu gravitatoriu, y la nuclear, que tiende a oponese a esa contraición al traviés de la presión térmica resultante de les reaiciones nucleares. Anque finalmente'l ganador d'esta batalla ye la gravedá (yá qu'en dalgún momentu la estrella nun va tener más combustible nuclear qu'emplegar), la evolución de la estrella va depender, fundamentalmente, de la so masa inicial y, de segundes, de la so metalicidá y la so velocidá de rotación lo mesmo que de la presencia d'estrelles compañeres cercanes.
Una estrella de metalicidá solar, baxa velocidá de rotación y ensin compañeres cercanes, traviesa les siguientes fases, conforme a la so masa inicial:[1][2]
Rangu de mases | Fases evolutives | Destín final | |||||||||||||||||
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Masa baxo: | M | 0,5 MSol | PSP | SP | SubG | GR | EB | ||||||||||||
Masa entemedio: | 0,5 MSol | M | 9 MSol | PSP | SP | SubG | GR | AR/RH | RAG | NP+EB | |||||||||
Masa elevao: | 9 MSol | M | 30 MSol | PSP | SP | SGAz | SGAm | SGR | SN+EN | ||||||||||
Masa bien elevao: | 30 MSol | M | PSP | SP | SGAz/WR | VLA | WR | SN/BRG+AN |
Los nomes de les fases son:
- PSP: Presecuencia principal
- SP: Secuencia principal
- SubG: Subxigante
- GR: Xigante colorada
- AR: Apelotonamiento coloráu
- RH: Caña horizontal
- RAG: Caña asintótica xigante
- SGAz: Superxigante azul
- SGAm: Superxigante mariella
- SGR: Superxigante colorada
- WR: Estrella Wolf-Rayet
- VLA: Variable lluminosa azul
Una estrella puede morrer en forma de:
- EM: Nana marrón
- NP: Nebulosa planetaria
- SN: Supernova
- BRG: Biltu de rayu gamma
y dexar un remanente estelar:
- EB: Nana blanca
- EN: Estrella de neutrones
- AN: Furacu negru
Les fases y los valores llendes de les mases ente los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidá, de la velocidá de rotación y de la presencia de compañeres. Asina, por casu, delles estrelles de masa baxo o entemedia con una compañera cercana, o delles estrelles bien masives y de baxa metalicidá, pueden acabar la so vida destruyéndose por completu ensin dexar nengún remanente estelar.
L'estudiu de la evolución estelar ta condicionáu poles sos escales temporales, cuasi siempres bien cimeres a la d'una vida humana. Por ello nun puede analizase'l ciclu de vida completu de cada estrella individualmente, sinón que ye necesariu realizar observaciones de munches d'elles, caúna nun puntu distintu de la so evolución, a manera d'instantánees d'esi procesu. Nesti aspeutu ye fundamental l'estudiu de los cúmulos estelares, los qu'esencialmente son coleiciones d'estrelles d'edá y metalicidá similares pero con un ampliu rangu de mases. Esos estudios depués compárense con modelos teóricos y simulaciones numbériques de la estructura estelar.