Colapso de estrellas

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EL COLAPSO DE ESTRELLAS
Es el proceso que comienza luego de que las estrellas agotan su combustible.
Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. La materiaexpulsada durante los colapsos estelares incluyen elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo. Durante el colapso de las estrellas la gravedad y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzasgravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar. Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli,produciéndose una supernova.


Cuando el combustible se acaba

Un astro se forma cuando una gran cantidad de gas, principalmente hidrógeno, comienza a colapsar sobre sí mismo de bido a su acción gravitatoria (el peso de su masa). Como consecuencia, se contrae y sus átomos empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayores velocidades y frecuencia, hasta que el gas se calienta.Con el tiempo, el gas estará a una temperatura tan alta que cuando sus átomos de hidrógeno choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio. El calor desprendido de la reacción controlada, similar a una bomba de hidrógeno, hace que una estrella brille. Pero también en este proceso aumenta la presión del gas hasta el punto de equilibrar la atracción gravitatoria de la estrellay ésta deja de contraerse. Se parece en cierta medida a un globo. Existe un equilibrio entre la presión interna del aire, que trata que el globo se hinche, y la tensión de la goma, que intenta disminuir el tamaño de éste. Finalmente las estrellas permanecerán estables en esa forma hasta llegar a consumir todo su hidrógeno y otros combustibles nucleares. Cuando ello sucede, comienza a enfriarse y,por lo tanto, a contraerse.

Chandrasekhar calculó y demostró que, una vez superada una cierta masa crítica, una estrella fría, de aproximadamente más de una vez y media la masa del sol, intensificaría su campo gravitatorio sin ser capaz de sostenerlo, con la consiguiente compactación de la materia. Si este limite es un poco inferior, un posible estado final sería una "enana blanca", unaestrella en la cual se observan densidades que equivalen a toda la materia de un buque de guerra encerrado en una botella desechable de Coca Cola. Sin embargo, según el científico indio las estrellas masivas terminan siempre reducidas a un punto. Esta conclusión sorprendente fue el resultado de un cálculo teóricamente inobjetable, a igual que el de Einstein. Con todo, ambas predicciones eran curiosidadesmatemáticas. Incluso, Eddington, quien fue tutor de Chandrasekhar, se negó a creer en él. No podía, ciertamente, concebir una materia tan infinitamente condensada. Su discípulo recibió en 1983 el Premio Nobel.
Enanas blancas
Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de unaetapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.

Comparación entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35.500 K....
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