Evolució estelar

En astronomia, es denomina evolució estelar a la seqüència de canvis que una estrela experimenta a lo llarc de la seua existència. Durant molt temps es va pensar que les estreles eren enormes boles de fòc perpetu. En el XIX apareixen les primeres teories científiques sobre l'orige de la seua energia: Lord Kelvin i Helmholtz varen propondre que les estreles extreen la seua energia de la gravetat contraent-se gradualment. Pero dit mecanisme hauria permés mantindre la lluminositat del Sol durant únicament unes decenes de millons d'anys, lo que no concordava en l'edat de la Terra mida pels geólogos, que ya llavors s'estimava en varis mils de millons d'anys. Eixa discordança va dur a la busca d'una font d'energia distinta a la gravetat; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington va propondre l'energia nuclear com a alternativa. Hui en dia sabem que la vida de les estreles està regida per eixos processos nuclears i que les fases que travessen des de la seua formació fins a la seua mort depenen de les taxes dels distints tipos de reaccions nuclears i de cóm l'estrela reacciona davant els canvis que en elles es produïxen en variar la seua temperatura i composició internes. Aixina que, l'evolució estelar pot descriure's com una batalla entre dos forces: la gravitatoria, que des de la formació d'una estrela a partir d'un núvol de gas tendix a comprimir-la i a conduir-la al colapse gravitatorio, i la nuclear, que tendix a opondre's a eixa contracció a través de la pressió tèrmica resultant de les reaccions nuclears. Encara que finalment el guanyador d'esta batalla és la gravetat (ya que en algun moment l'estrela no tindrà més combustible nuclear que amprar), l'evolució de l'estrela dependrà, fonamentalment, de la seua massa inicial i, en segon lloc, del seu metalicidad i la seua velocitat de rotació aixina com de la presència d'estreles companyeres propenques. Una estrela de metalicidad solar, baixa velocitat de rotació i sense companyeres propenques, travessa les següents fases, conforme a la seua massa inicial:^[1]^[2]

Ranc de masses						Fases evolutives												Destí final
Massa baixa:			M	___* $≲$	0,5 M_Sol	PSP	$\to$	SP	$\to$	SubG	$\to$	GR	$\to$					EB
Masa intermedia:	0,5 M_Sol	$≲$	M	$≲$	9 M_Sol	PSP	$\to$	SP	$\to$	SubG	$\to$	GR	$\to$	AR/RH	$\to$	RAG	$\to$	NP+EB
Masa elevada:	9 M_Sol	$≲$	M	$≲$	30 M_Sol	PSP	$\to$	SP	$\to$	SGAz	$\to$	SGAm	$\to$	SGR	$\to$			SN+EN
Masa muy elevada:	30 M_Sol	$≲$	M			PSP	$\to$	SP	$\to$	SGAz/WR	$\to$	VLA	$\to$	WR	$\to$			SN/BRG+AN

Els

Una estrela pot morir en forma de:

EM: Nana marró

Les fases i els valores llímits de les masses entre els distints tipos de possibles evolucions depenen de la metalicidad, de la velocitat de rotació i de la presència de companyeres. Aixina, per eixemple, algunes estreles de massa baixa o intermija en una companyera propenca, o algunes estreles molt massives i de baixa metalicidad, poden acabar la seua vida destruint-se per complet sense deixar cap remanente estelar. L'estudi de l'evolució estelar està condicionat per les seues escals temporals, casi sempre molt superiors a la d'una vida humana. Per això no es pot analisar el cicle de vida complet de cada estrela individualment, sino que és necessari realisar observacions de moltes d'elles, cada una en un punt distint de la seua evolució, a modo d'instantànees d'este procés. En este aspecte és fonamental'estudi dels cúmuls estelars, els que essencialment són coleccions d'estreles d'edat i metalicidad similars pero en un ampli ranc de masses. Eixos estudis després es comparen en models teòrics

La presecuencia principal (PSP): Del núvol molecular a l'inici del cremat d'hidrogen

Artícul principal → Formació estelar.

Les estreles es formen a partir del colapse gravitatorio i condensació d'immenses núvols moleculars de gran densitat, tamany i massa total. la metalicidad de les estreles que es formen a partir el núvol de gas serà la que posseïxca el propi núvol. Normalment, un mateix núvol produïx vàries estreles formant cúmuls oberts en decenes i fins a centenars d'elles. Estos fragments de gas es convertiran en discs d'acreció o d'acrecimiento dels quals sorgiran planetas si la metalicidad és lo suficientment elevada. Siga com anara, el gas proseguix la seua caiguda cap al centre del núvol. Este centre o núcleu de la protoestrella es comprimix més corrents que el restant lliberant major energia potencial gravitatoria. Aproximadament la mitat d'eixa energia es irradia i l'atra mitat s'invertix en el calfament de la protoestrella. D'esta forma el núcleu aumenta la seua temperatura cada volta més fins a encendre l'hidrogen, moment en el quala pressió generada per les reaccions nuclears ascendix ràpidament fins a equilibrar la gravetat. La massa del núvol determina també la massa de l'estrela. No tota la massa del núvol aplega a formar part de l'estrela. Gran part d'eixe gas és expulsat quan el «nou sol» escomença a lluir. Quant més massiva siga esta nova estrela més intens serà el seu vent estelar aplegant al punt de detindre el colapse del restant del gas. Existix, per eixe motiu, un llímit màxim en la massa de les estreles que es poden formar entorn a les 120 o 200 masses solars.^[3] La metalicidad reduïx eixe llímit, alguna cosa incert, degut a que els elements són més opacs al pas de la radiació quant més pesats. Per lo tant una major opacitat fa que el gas frene el seu colapse més ràpidament per acció de la radiació. La contínua lluita entre la gravetat, que tendix a contraure la jove estrela, i la pressió produïda per la calor generada en les reaccions termonuclears del seu interior, és el principal factor que determina a partir de llavors l'evolució de l'estrela.

Vore també: Disc d'acrecimiento i Gas interestelar

La seqüència principal (SP): La fase més llarga de la vida de les estreles

Artícul principal → Seqüència principal.

Es diu seqüència principal a la fase en que l'estrela crema hidrogen en el seu núcleu per mig de fusió nuclear. Ací l'estructura de l'estrela consta essencialment d'un núcleu a on té lloc la fusió de l'hidrogen a l'heli, i una envoltura que transmet l'energia generada cap a la superfície. La major part de les estreles passen el 90% de la seua vida, aproximadament, en la seqüència principal del diagrama d'Hertzsprung-Russell. En esta fase les estreles consumixen el seu combustible nuclear de manera gradual podent permanéixer estables per periodos de 2-3 millons d'anys, en el cas de les estreles més massives i calentes, a mils de millons d'anys si es tracta d'estreles de tamany mig com el Sol, o fins a decenes o inclús centenars de mils de millons d'anys en el cas d'estreles de poca massa com les nanes roges. Llentament, la cantitat d'hidrogen disponible en el núcleu disminuïx, en lo que este ha de contraure's per a aumentar la seua temperatura i poder detindre el seu colapse gravitacional. Les temperatures del núcleu estelar més elevades permeten fusionar, progressivament, noves capes d'hidrogen sense processar. Per este motiu les estreles aumenten la seua lluminositat durant l'etapa de seqüència principal de forma paulatina i regular. En una estrela de seqüència principal distinguim dos modos de cremar l'hidrogen del núcleu, les cadenes PP o cadenes protón-protón i el cicle CNO o cicle de Bethe.

Erro al crear miniatura:

Les cadenes protón-protón es diuen aixina perque són el conjunt de reaccions que partixen de la fusió d'un ion d'hidrogen en un atre igual, o lo que és lo mateix, d'un protón en un atre protón. Les sigles del cicle CNO fan referència als elements que intervenen en les seues reaccions, el carbono, el nitrogen i l'oxigen. Este conjunt de reaccions usa el carbono-12 com catalisador nuclear. El cicle CNO és molt més sensible (depenent) a la temperatura que les cadenes PP, per lo que a temperatures elevades (a partir de 2 × 10⁷K) passa a ser la reacció dominant i la que aporta el gros de l'energia de l'estrela; açò ocorre en estreles més massives que aproximadament 1,5 masses solars. Per eixa gran dependència en la temperatura, els núcleus de les estreles en les que predomina la cadena protón-protón són chicotets i radiatius, mentres que aquells en els que domina el cicle CNO són majors i convectius. El menor temps limitante de les estreles CNO també fa que consumen en molt manco temps el seu hidrogen.

Vore també: Cadenes PP i Cicle CNO

L'evolució posterior a la seqüència principal: La vellea de les estreles

Quan l'hidrogen desapareix en el centre de l'estrela, l'estrela comença la seua vellea. A partir d'este moment, la seua evolució serà molt distinta en funció de la seua massa.

Estreles de massa baixa i intermija ( M < 9 M_Sol )

Fase de subgigante (SubG)

Artícul principal → Subgigante.

Quan una estrela de menys de 9 masses solars agota l'hidrogen en el seu núcleu, escomença a cremar-ho en una capa al voltant d'este. Com a resultat, l'estrela aumenta de tamany i la seua superfície es gela, per lo que es mou cap a la dreta en el diagrama Hertzsprung-Russell sense variar molt la seua lluminositat. Esta fase és la de subgigante i és un estat intermendio entre la seqüència principal i la fase de jaganta roja.

Fase de jaganta roja (GR)

Artícul principal → Jaganta roja.

En evolucionar una subgigante cap a la dreta (temperatures més baixes) en el diagrama d'Hertzsprung-Russell, en un moment donat l'atmòsfera de l'estrela alcança un valor crític de la temperatura que fa que la lluminositat aumente espectacularment mentres que l'estrela s'unfla fins a alcançar un radi propenc als 100 millons de km: l'estrela s'ha convertit aixina en una jaganta roja. S'estima que dins d'uns 3-4 mil millons d'anys el Sol aplegarà a esta condició i devorarà a Mercurio, a Venus i potser a la Terra. De la mateixa manera que una subgigante, una jaganta roja deriva la seua energia de cremar hidrogen en heli en una capa al voltant del seu núcleu inerte d'heli. La fase de jaganta roja termina quan dit heli comença també a fusionar-se per mig del procés triple-alfa. En estreles en massa inferior a 0,5 masses solars, la temperatura central mai aplega a ser lo suficientment alta com per a que s'active el procés triple-alfa, per lo que per a elles esta és l'última fase en la que l'estrela se soporta a sí mateixa en reaccions nuclears. Durant la fase de jaganta roja es produïx el «primer dragado» (first dredge-up en anglés), en el que el material processat nuclearmente en l'interior de l'estrela és transportat per la convecció (pròpia de la envoltura de les jagantes roges) fins a la superfície, tornant-se aixina detectable.

Vore també: Procés triple-alfa

Fase de l'apelotonamiento roig (AR) o de la branca horisontal (RH)

Artícul principal → Apelotonamiento roig.

En encendre's l'heli en estreles de més de 0,5 M_Sol de massa inicial, la lluminositat de l'estrela descendix llaugerament i el seu tamany disminuïx. Per a estreles de metalicidad solar, la temperatura superficial no varia molt sobre la fase de jaganta roja i esta fase rep el nom de apelotonamiento roig (en anglés, ret clump) puix les estreles de masses similars apareixen agrupades al voltant d'un punt del diagrama Hertzsprung-Russell. Per a estreles de menor metalicidad, la temperatura superficial aumenta i esta fase rep el nom de branca horisontal (en anglés, horisontal branch), puix les estreles de masses similars apareixen distribuïdes a lo llarc d'una llínea de temperatura variable i lluminositat constant en dit diagrama.

___* $Triple 𝜶$
$\begin{matrix} ^{4} H e +^{4} H e & ⇌^{8} B e + γ \\ ^{8} B e +^{4} H e & \to^{12} C + γ \\ ^{12} C +^{4} H e & \to^{16} O + γ \\ ^{16} O +^{4} H e & \to^{20} N e + γ \\ ^{16} N e +^{4} H e & \to^{24} M g + γ \end{matrix}$

El procés de cremat o fusió de l'heli es porta a terme per un conjunt de reaccions que reben el nom de triple-alfa perque consistix en la transformació de tres núcleus d'heli-4 en un de carbono-12. A estes altures el núcleu ha incrementat la seua densitat i la seua temperatura fins a aplegar als 100 millons de K (10⁸ K). En l'etapa de fusió de l'hidrogen el berili-8 era un element inestable que es descomponia en dos partícules alfa tal i com es veu en la cadena PP III i a les temperatures de la segona etapa de fusió seguix sent-ho. Ocorre que, a pesar de la seua inestabilitat, un bon percentage del berili produït per la fusió de dos núcleus d'heli-4 acaba unint-se a una atra partícula alfa ans que tinga temps de desintegrar-se. Aixina, en el núcleu de l'estrela sempre hi ha una certa cantitat de berili en un equilibri que resulta del balanç entre el fabricat i el que es desintegra. La següent reacció de conversió del carbono en oxigen es produïx a continuació en relativa freqüència. El problema és que es desconeix la secció eficaç de dita reacció per lo que no se sap en quines proporcions es formen abdós elements. Pel que fa a la transformació de l'oxigen-16 en neó-20 esta té una contribució chicoteta pero no despreciable. Per últim, a penes unes poques traces de magnesi es produiran en esta segona etapa. De l'heli es passa al carbono i a l'oxigen aixina que els elements intermijos (Be, B i Li) no es formen en les estreles. Estos es fabriquen en el mig interestelar per les desintegracions del carbono, nitrogen i oxigen produïdes pels rajos còsmics (protones i electrons). Un atre aspecte interessant en la fusió de l'heli és el coll de botella que es produïx al no poder-se fabricar elements en masses atòmiques de valors 5 i 8 ya que els isòtops en dit número másico són sempre altament inestables. Aixina, les interaccions entre l'heli-4 i atres protones o atres núcleus d'heli-4 no influïxen en la composició de l'estrela pero sí que, a la llarga, aniran entorpint cada volta més fins a reduir enormement el rendiment de les reaccions de fusió de l'hidrogen.

Vore també: Procés triple-alfa

Fase de la branca asintòtica de les jagantes (RAG)

Artícul principal → Branca asintòtica jaganta.

Aplegat el moment, l'heli del núcleu de l'estrela s'agota de la mateixa manera que abans es va agotar l'hidrogen al final de la seqüència principal. L'estrela passa llavors a cremar l'heli en capa i l'estrela torna a escalar el diagrama Hertzsprung-Russell mentres la seua temperatura superficial es reduïx i l'estrela es torna a unflar. Com la trayectòria seguida s'assembla a la que va fer abans en la fase de jaganta roja, esta fase es coneix com la branca asintòtica de les jagantes (en anglés, asymptotic giant branch). L'estrela acabarà unflant-se fins a un tamany d'aproximadament el doble del que va conseguir en la fase de jaganta roja. En esta fase l'estrela alcança la major lluminositat que jamai conseguirà, ya que en terminar-la es quedarà sense combustible nuclear. En ella es produïxen el segon i el tercer dragados, en els que material reprocesado nuclearmente aflora en la superfície. Aixina mateix, al final d'esta fase l'estrela pot conseguir reactivar el cremat d'hidrogen en una capa relativament externa de l'estrela. La possibilitat de cremar dos espècies distintes (hidrogen i heli) en dos regions de l'estrela induirà una inestabilitat que donarà lloc a polsos tèrmics, els quals causaran un fort aument en la pèrdua de massa de l'estrela. Aixina, l'estrela acabarà expulsant les seues capes exteriors en forma de nebulosa planetària ionizada pel núcleu de l'estrela, el qual acabarà per convertir-se en una nana blanca.

Estreles de massa elevada ( 9 M_Sol < M < 30 M_Sol )

Les estreles de massa superior a 9 M_Sol tenen una evolució radicalment distinta a les de massa inferior per tres raons:

Les temperatures en el seu interior són lo suficientment altes com per a cremar els elements resultants del procés triple-alfa en fases successives fins a aplegar al ferro.
La lluminositat és tan elevada que l'evolució posterior a la seqüència principal dura únicament d'un a uns pocs millons d'anys.
Les estreles massives experimenten taxes de pèrdua de massa molt majors que les de massa inferior. Eixe efecte condicionarà el seu desplaçament en el diagrama d'Hertzsprung-Russell. Aixina que, les estreles de més de 9 M_Sol travessaran fases successives de cremat d'hidrogen, heli, carbono, neó, oxigen i silici. Al final de dit procés, l'estrela acabarà en una estructura interna similar a la d'una ceba, en diverses capes, cada una d'una composició distinta.

Fases de supergigante blava (SGAz) i supergigante groga (SGAm)

Artícul principal → Supergigante blava.

En acabar de cremar hidrogen en la seqüència principal, les estreles de massa elevada es mouen ràpidament en el diagrama Hertzsprung-Russell d'esquerra a dreta, açò és, mantenint una lluminositat constant pero en la seua temperatura superficial decreixent ràpidament. Aixina que, l'estrela passa ràpidament (en decenes de mils d'anys o inclús menys) per les fases de supergigante blava (temperatura superficial entorn als 20.000 K) i supergigante groga (temperatura superficial entorn als 6.000 K) i, en la majoria dels casos, casi tot el cremat de l'heli es produïx ya en la següent fase (la de supergigante roja). No obstant, per a algunes masses i metalicidades, els models teòrics.^[1] prediuen que el cremat d'heli es produirà quan la superfície de l'estrela estiga relativament calenta. En eixos casos, les fases de supergigante blava i/o groga podran ser relativament longeves (centenars de mills a un milló d'anys).

Fase de supergigante roja (SGR)

Artícul principal → Supergigante roja.

Les estreles en masses compreses entre 9 M_Sol i ___* $\approx$ 30 M_Sol i metalicidad solar acaben les seues vides com supergigantes roges. Estos objectes són les estreles més grans (en tamany) de l'univers, en radis de vàries unitats astronòmiques. Les supergigantes roges tenen elevades taxes de pèrdua de massa, lo que fa que a la seua entorn existixquen grans cantitats de material expulsat per l'estrela. Com ya s'ha comentat, una estrela d'este ranc de masses és capaç de cremar distints elements fins a aplegar al ferro. A partir d'ahí, ya no és possible extraure energia de reaccions nuclears i es desencadena una supernova de colapse gravitatorio. El remanente estelar serà en la majoria dels casos una estrela de neutrons.

Estreles de massa molt elevada ( M > 30 M_Sol )

De la mateixa manera que les estreles d'entre 9 M_Sol i 30 M_Sol, les estreles d'este grup (les més massives de totes), són capaces de seguir cremant nuclearmente distints elements fins a aplegar al ferro i produir una supernova. No obstant, existixen dos diferències fonamentals en el ranc de masses anterior:

Les taxes de pèrdua de massa són tan elevades que l'estrela no es pot desplaçar fins a l'extrem dret del diagrama Hertzsprung-Russell per a formar una supergigante roja.
El remanente final serà en la majoria dels casos un forat negre en lloc d'una estrela de neutrons. Les estreles de massa molt elevada són les més difícils de modelar numèricament i les més sensibles a l'influència d'atres paràmetros com la metalicidad o la velocitat de rotació. Per eixa raó, ellímit de 30 M_Sol que les separa de les del grup anterior és (a) relativament incert i (b) molt depenent d'eixos paràmetros secundaris.

Fase de variable lluminosa blava (VLA)

Artícul principal → Variable lluminosa blava.

Mentres agoten el seu hidrogen, les estreles de massa molt elevada es desplacen a la dreta per a convertir-se en supergigantes blaves, de la mateixa manera que ho fan les estreles de masses compreses entre 9 M_Sol i 30 M_Sol. En fer-ho, aumenta l'opacitat de les seues atmòsfera i s'acosten perillosament al llímit d'Eddington. Açò fa que entren en una fase altament inestable cridada de variable lluminosa blava (VLA, en anglés, luminous blue variable o LBV) durant la qual es desprenen de les seues capes exteriors. La VLA més famosa és Eta Carinae, la qual va expulsar unes 10 masses solars de material en una eyecció de matèria que va tindre lloc a mitan del S XIX.

Fase d'estrela Wolf-Rayet (WR)

Artícul principal → Estrela de Wolf-Rayet.

Com a conseqüència de la forta pèrdua de massa de les estreles més massives, especialment durant la fase de VLA, dits objectes acaben per despullar-se de les seues capes més externes per a presentar unes atmòsfera en molt baixos o nuls continguts d'hidrogen. Dites estreles es diuen Wolf-Rayet i es caracterisen per tindre intenses llínees d'emissió d'elements com l'heli, el carbono, el nitrogen i l'oxigen. Una atra característica peculiar d'estes estreles és la gran diferència en massa entre el seu estat actual i el seu estat inicial, aixina com que siguen menys lluminoses que les seues estreles progenitores. Aixina, una estrela Wolf-Rayet de 8 masses solars ben va poder iniciar la seua vida en la seqüència principal en 100 M_Sol. Les estreles més massives de totes apleguen a tindre vents estelars tan forts que es desprenen de les seues capes exteriors d'hidrogen inclús abans d'aplegar a la fase de VLA. Al final de la fase Wolf-Rayet, l'estrela agota el seu combustible nuclear i mor produint un brot de rajos gamma.

El destí final de les estreles: morts més o menys violentes

Vore també: Remanente estelar, Nana blanca, Nebulosa planetària, Estrela de neutrons, i Forat negre

Nebulosa planetària + nana blanca (M < 5 M_Sol)

la nebulosa Ull de gat és una nebulosa planetària que es va formar despuix de la mort d'una estrela de massa similar a la del Sol. El punt lluminós en el centre senyala l'ubicació del remanente estelar.

Artícul principal → Nana blanca.

Les estreles de massa inferior a 5 masses solars expulsen les seues capes exteriors durant la fase de jaganta roja i, sobretot, la fase de branca asintòtica jaganta (les de més de 0,5 masses solars). El remanente estelar resultant és el núcleu degenerado nuet de l'estrela, en una composició rica en carbono i oxigen en la majoria dels casos (encara que per a les estreles de menor massa l'element dominant és l'heli i per a les de major massa també pot haver neó). Dit remanente és una nana blanca i la seua superfície està inicialment a temperatures molt elevades, de l'orde de 100 000 K. La radiació emesa per l'estrela ioniza les capes recentment expulsades, donant lloc a una nebulosa d'emissió del tipo nebulosa planetària. Aixina que, les estreles aïllades de massa baixa i intermija acaben les seues vides d'una forma relativament poc violenta. La nebulosa planetària és observable ópticamente durant una decena de mils d'anys mentres la nana blanca central és lo suficientment calenta com per a ionizar l'hidrogen del seu entorn. Les nanes blanques es gelen ràpidament, encara que a una taxa cada volta menor. Una nana blanca carix de fonts adicionals d'energia (llevat durant el periodo de cristalisació), per lo que la seua lluminositat procedix de la seua pròpia energia tèrmica. Aixina, la seua temperatura decaurà fins a al voltant dels 2000 K, en baixar la temperatura la pressió de degeneració dels electrons no és suficient per a detindre el colapse gravitatorio i per efecte Bysen-BoH es produïxen les cridades novas de classe II, explosions molt energètiques que es creuen vitals per a la formació d'organismes vius.

Supernova/brot de rajos gamma + estrela de neutrons/forat negre/res (M > 9-10 M_Sol)

Artícul principal → Estrela de neutrons.

Les estreles de més de 9-10 masses solars (el valor exacte dellímit no es coneix en precisió i pot dependre de la metalicidad) evolucionen a través de totes les fases de fusió fins a aplegar al «pico del ferro» per a agotar aixina tota l'energia potencial nuclear de que disponen. Les últimes fases de cremat transcorre cada una més ràpidament que l'anterior fins a aplegar a la fusió del silici en ferro, que té lloc en una escala de dies. El núcleu, incapaç de generar més energia, no pot aguantar el seu propi pes ni el de la massa que té per damunt, per lo que colapsa. Durant la contracció gravitatoria final es produïxen una série de reaccions que fabriquen multitut d'àtoms més pesats que el ferro per mig de processos de captura de neutrons i de protones. Depenent de la massa d'eixe núcleu inerte el remanente que quedarà serà una estrela de neutrons o un forat negre. Quan el remanente inicial siga una estrela de neutrons, una ona de choc es propagarà per les capes exteriors, les quals eixiran rebotades cap a fòra. Dites capes reben ademés un excedent d'energia de les reaccions nuclears produïdes en l'últim estertor de l'estrela, bona part d'ell en forma de neutrins. La conjunció d'eixos dos efectes dona lloc a una supernova de colapse gravitatorio. En funció de la massa i de la metalicidad tenim quatre possibles destins per a les estreles massives i molt massives:^[2]

Per a la majoria de les estreles el remanente inicial serà una estrela de neutrons i es produirà una supernova.
Si la massa inicial de l'estrela és superior a unes 30 masses solars (ellímit exacte depén de la metalicidad), part de les capes exteriors no podran escapar a l'atracció gravitatoria de l'estrela de neutrons i cauran sobre esta provocant un segon colapse per a formar un forat negre com remanente final. Este segon colapse produïx un brote de rajos gamma.
En estreles de massa superior a 40 M_Sol i baixa metalicidad el remanente inicial és un forat negre, per lo que les capes exteriors no podrien en principi rebotar contra ell per a produir una supernova. No obstant, els models actuals no descarten que es puga produir una supernova dèbil, sobretot si la velocitat de rotació de l'estrela és elevada. Este grup d'objectes també produïx un brote de rajos gamma.

Per a l'infreqüent cas d'estreles de molt baixa metalicidad i massa entre 140 M_Sol i 260 M_Sol existix una última possibilitat: una explosió de supernova produïda per la creació de parells electró-positrón. En dit cas l'estrela es desintegra per complet sense deixar un remanente.

L'efecte en l'evolució de la metalicidad, la rotació i la presència d'estreles companyeres

La metalicidad

Les primeres estreles de l'Univers estaven compostes de forma casi exclusiva per hidrogen i heli. la nucleosíntesis estelar i posterior expulsió al mig interestelar ha enriquit de metals (elements més pesats que l'heli) les generacions successives d'estreles. Aixina, quan el Sol es va formar, aproximadament el 2% de la seua massa eren metals. la metalicidad té els següents efectes sobre les estreles:

En la seqüència principal, una estrela pobra en metals és més chicoteta en tamany i la seua atmòsfera és un poc més calenta que la d'una estrela de la mateixa massa més rica en metals. Este efecte es deu a que els metals aumenten l'opacitat d'una estrela, fent que s'absorbixca més radiació en la seua atmòsfera, incrementant-se en conseqüència el seu tamany.
Per a la majoria de les estreles de massa intermija la metalicidad és un factor crucial a l'hora de decidir si el cremat d'heli en núcleu es produïx en la fase del apelotonamiento roig o en la de la branca horisontal.

Per a les estreles massives, la metalicidad determina la taxa de pèrdua de massa per vents estelars: a major metalicidad, més massa perduda. Açò fa que les fases que travessa una estrela depenguen fortament del seu contingut en metals. Per eixemple, la fase final d'una estrela de metalicidad solar i 40 masses solars és la Wolf-Rayet, mentres que una estrela de la mateixa massa i menor metalicidad (en una taxa de pèrdua de massa molt menor) la fase final és la de supergigante roja.
Com a conseqüència de lo anterior, la massa del remanente d'una estrela també dependrà de la seua metalicidad. Aixina, es creu que cap de les estreles de metalicidad clarament superior a la solar és capaç de retindre suficient massa com per a convertir-se en un forat negre.

La rotació

Quan una estrela gira a gran velocitat la seua estructura interna pot ser molt diferent de la d'una estrela (sol) que trencada llentament. L'acceleració centrífuga fa que l'estrela s'expandixca en la seua regió equatorial i deixe de tindre simetria esfèrica. L'eixamplada equatorial va acompanyat d'una diferència de temperatura en funció de la latitut. Per eixemple, Vega (α Lyrae), una de les estreles més lluentes del cel i una rotadora ràpida

(en el seu equador la velocitat és de 275 km/s), té una temperatura polar de 10.150 K i una temperatura equatorial de 7.900 K.^[4] La rotació també provoca canvis en la taxa de pèrdua de massa, en dos efectes distints que favorixen el seu aument: en els pols la major temperatura fa aumentar la pressió de la radiació mentres que en l'equador l'acceleració centrífuga fa disminuir la gravetat efectiva. Una elevada rotació també fa que la lluminositat global siga major i que es produïxca un mesclat major en l'interior de l'estrela, en la conseqüència de que el temps de vida aumenta en incrementar-se el combustible nuclear disponible. Tots estos efectes interaccionen a la seua volta en la metalicidad de l'estrela, podent alterar les fases que una estrela massiva travessa en deixar la seqüència principal. Aixina, per eixemple, que una estrela de 30 masses solars inicials es convertixca en una Wolf-Rayet o en una supergigante roja depén de la seua velocitat de rotació inicial.

La presència d'estreles companyeres

En deixar la seqüència principal una estrela s'unfla. Si té una companyera propenca orbitando a la seua entorn, l'expansió pot aplegar al punt d'omplir el lòbul de Roche de l'estrela primària, per lo que l'atmòsfera d'esta escomença a abocar-se sobre la secundària. A partir d'eixe punt l'evolució d'abdós estreles pot vore's profundament alterada, tant sobre les seues masses i temperatures superficials com sobre les fases que travessen i el seu destí final. Existixen diversos possibles destins finals d'un sistema binario en el que les dos companyeres es troben a curta distància. Entre els més rellevants estan les supernovas de tipo Ia, els sistemes binarios de rajos X i els brots de rajos gamma de curta duració.

Escals de temps en la vida de les estreles

Artícul principal → Escals de temps estelars.

Les estreles són sistemes que permaneixen estables durant la major part de la seua vida. Pero els canvis d'una fase a una atra són etapes de transició que es rigen en escals de temps molt més curtes. A pesar d'això casi totes les escals temporals superen en molt a la humana. Podem distinguir tres escals de temps fonamentals:

Escala de temps dinàmica

Esta és l'escala de temps que rig en les ocasions en que es produïx una gran descompensación entre pressió i gravetat. Açò és aixina en els moments finals de la vida d'una estrela quan les reaccions nuclears que sostenen a l'estrela agoten el seu combustible i es tornen incapaços de frenar el colapse. Dita escala de temps és de l'orde de:

___*

τ_{d i n} = {(\frac{R^{3}}{G M})}^{1 / 2} = 1, 6 \times 1 0^{3} {(\frac{M}{M_{s o l}})}^{- 1} {(\frac{R}{R_{s o l}})}^{3}

segons.

Aixina, per al Sol el temps dinàmic és de 1600 segons, o siga, mija hora aproximadament. Com es veu, si una de les dos forces fallara, els acontenyiments se succeirien molt ràpidament fins a tornar a restaurar l'equilibri.

Escala de temps tèrmica

Esta és l'escala de temps que medix quànt pot subsistir l'estrela en una determinada lluminositat a partir de les seues reserves d'energia potencial gravitatoria (Ω). Esta escala de temps es denomina també Temps de Kelvin. Esta escala, per eixemple, és la que rig la vida de les protoestrellas. El seu valor és de l'orde de:

___*

τ_{t e r} ≃ 2 \times 1 0^{7} {(\frac{M}{M_{s o l}})}^{2} {(\frac{R}{R_{s o l}})}^{- 1} {(\frac{L}{L_{s o l}})}^{- 1}

anys.

Per al Sol açò dona uns 20 millons d'anys. Durant un temps esta va ser l'única hipòtesis per a explicar l'emissió d'energia del Sol, i va anar un gran misteri la discordança entre esta breu escala de temps, front als registres geològics que dataven de mils de millons d'anys arrere. Esta situació es va mantindre fins que es va descobrir l'energia nuclear.

Escala de temps nuclear

L'escala de temps nuclear medix quànt pot subsistir l'estrela a partir de les seues reserves d'hidrogen, heli o el combustible que estiga cremant en eixe moment. El seu valor aproximat per al cas de l'hidrogen és de:

___*

τ_{n u c, H} ≃ 9 \times 1 0^{9} \frac{X}{X_{s o l}} {(\frac{M}{M_{s o l}})}^{- 2, 5}

años.

per al Sol esto arroja unos 9 mil millones d'años, que es un valor aproximado per a la estancia del Sol en la secuencia principal. Queda claro pues que: $τ_{d i n} < < τ_{t e r} < < τ_{n u c}$ .

Vore també

Plantilla:Wikiversity

Referències

Bibliografia

Aparicio Juan, Antonio. (2001). Formació estelar en galàxies irregulars nanes pròximes. Editorial Universitat de Granada. Granada, Espanya. ISBN 84-338-0792-7

George Gamow: The Birth & Death of the Sun: Stellar Evolution and Subatomic Energy. Dover Publications (2005). ISBN 0-486-44231-4
Howard S. Goldberg: Physics of Stellar Evolution and Cosmology. M. I. Sharpe (1982). ISBN 0-677-05540-4
Amos Harpaz: Stellar Evolution. AK Peters, Ltd. (1994). ISBN 1-56881-012-1
Mike Inglis: Observer's Guide to Stellar Evolution. Springer (2003). ISBN 1-85233-465-7
Mario Livio, Michael Fall: Unsolved Problems in Stellar Evolution (Space Telescope Science Institute Symposium Séries). Cambridge University Press (April 13, 2000). ISBN 0-521-78091-8
Dina Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press (2000). ISBN 0-521-65937-X
Robert T. Rood, Alvio Renzini, José Franco, Steven M. Kahn, Andrew R. King, Barry F. Madore: Advances in Stellar Evolution (Cambridge Contemporary Astrophysics). Cambridge University Press (1997). ISBN 0-521-59184-8

Enllaços externs

Este artícul conté una traducció derivada de «Evolución estelar» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.

[Schaller-1] 1,0 ^1,1 harvard. edu/abs/1992A%26AS...96..269S Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269

[Heger-2] 2,0 ^2,1 harvard. edu/abs/2003ApJ...591..288H Heger, A. et al. 2003, ApJ 591, 288

[3] rvard. edu/cgi-bin/nph-bib_query? bibcode=2005ApJ...620L..43O&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=44db12b10906914 Oey, M. S. i Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43

[4] rvard. edu/abs/2006ApJ...645..664A Aufdenberg, J. P. et al. 2006, ApJ 645, 664

[1]

[2]

[3]

[4]

La presecuencia principal (PSP): Del núvol molecular a l'inici del cremat d'hidrogen

La seqüència principal (SP): La fase més llarga de la vida de les estreles

L'evolució posterior a la seqüència principal: La vellea de les estreles

Estreles de massa baixa i intermija ( M < 9 MSol )

Fase de subgigante (SubG)

Fase de jaganta roja (GR)

Fase de l'apelotonamiento roig (AR) o de la branca horisontal (RH)

Fase de la branca asintòtica de les jagantes (RAG)

Estreles de massa elevada ( 9 MSol < M < 30 MSol )

Fases de supergigante blava (SGAz) i supergigante groga (SGAm)

Fase de supergigante roja (SGR)

Estreles de massa molt elevada ( M > 30 MSol )

Fase de variable lluminosa blava (VLA)

Fase d'estrela Wolf-Rayet (WR)

El destí final de les estreles: morts més o menys violentes

Nebulosa planetària + nana blanca (M < 5 MSol)

Supernova/brot de rajos gamma + estrela de neutrons/forat negre/res (M > 9-10 MSol)

L'efecte en l'evolució de la metalicidad, la rotació i la presència d'estreles companyeres

La metalicidad

La rotació

La presència d'estreles companyeres

Escals de temps en la vida de les estreles

Escala de temps dinàmica

Escala de temps tèrmica

Escala de temps nuclear

Vore també

Referències

Bibliografia

Enllaços externs

Estreles de massa baixa i intermija ( M < 9 M_Sol )

Estreles de massa elevada ( 9 M_Sol < M < 30 M_Sol )

Estreles de massa molt elevada ( M > 30 M_Sol )

Nebulosa planetària + nana blanca (M < 5 M_Sol)

Supernova/brot de rajos gamma + estrela de neutrons/forat negre/res (M > 9-10 M_Sol)