La muerte de una estrella

Cuando una estrella agota el suministro de hidrógeno de su núcleo, comienza a fundir el de la zona exterior. Las capas más alejadas del centro comienzan a expandirse, formando así una gigante o supergigante. Asimismo, la temperatura aumenta significativamente. Una vez el hidrógeno desaparece, la estrella comienza su vejez. A partir de este momento, la evolución será muy distinta dependiendo de su masa.

Estrellas de menos de 9 masas solares

Cuando la estrella de menos de 9 masas solares agota el hidrógeno, comienza su fase de subgigante, un estado intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja. Se caracteriza por un aumento de su tamaño, una reducción de la temperatura y por la conservación de la luminosidad. Una vez sale de esta fase, entra en el periodo de gigante roja, en la que alcanza un radio cercano a los 100 millones de km. Se puede resumir este momento de la vida de la estrella como los últimos intentos por sobrevivir, en los que quemará los últimos suministros de hidrógeno de las capas exteriores del cuerpo celeste. Seguidamente, y una vez haya agotado este elemento, comienza la quema de helio en el núcleo. En consecuencia, el tamaño de la estrella llega a expandirse hasta el doble del tamaño que alcanzó en la fase de gigante roja. Finalmente, se creará una inestabilidad que dará lugar a una gran pérdida de la masa. Así pues, el astro acabará expulsando sus capas exteriores para formar una nebulosa planetaria. El núcleo de la estrella acabará por convertirse en una enana blanca.

Muerte de una estrella 1

Estrellas de entre 9 y 30 masas solares

La evolución de las estrellas de 9 a 30 masas solares será muy diferentes a la de otras de menor masa. En general, atravesarán varias fases de combustión de hidrógeno, helio, carbono, neón, silicio y oxígeno. Se convertirá en una supergigante azul (temperatura de 20.000 K) y, posteriormente, en una supergigante amarilla (temperatura de 6.000 K). Para algunas estrellas, estas fases pueden durar centenares de miles de años. Finalmente, la estrella pasará por la fase de supergigante roja. Empezará a expulsar grandes cantidades de material y reducirá su masa drásticamente. Una vez ya no es capaz de seguir quemando elementos, no podrá conseguir la energía necesaria para ganar a la fuerza gravitatoria. Por último, se desencadenará una supernova por el colapso gravitatorio. El excedente estelar del núcleo será una estrella de neutrones.

Estrellas de más de 30 masas solares

Las estrellas de más de 30 masas solares son capaces de quemar elementos pesados, hasta llegar al hierro. Mientras el cuerpo agota el hidrógeno, se convertirá en una supergigante azul. Al hacerlo, se vuelve muy inestable y se acerca, de manera muy peligrosa, al límite de Eddington. Consecuentemente, sus capas exteriores se desprenden y se crean fuertes vientos estelares que salen hacia el espacio. Llegará un punto en el que la estrella agote su combustible nuclear y muera. Como resultado de una explosión de tal calibre, dará lugar brote de rayos gamma, los eventos electromagnéticos más luminosos del cosmos. Finalmente, el remanente del núcleo colapsará en una región finita del espacio cuya concentración de masa es tan grande que dará lugar a un agujero negro.

Muerte de una estrella 2

Para aprender más sobre la muerte de una estrella, visita este artículo:

Hubble captura la muerte de una estrella

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