Evolución estelar fisica

Evolución estelar :Hay estrellas más brillantes que el Sol, y otras menos brillantes que el Sol. También hay estrellas más calientes y otras menos calientes que el Sol. La temperatura y el brillo de una estrella están relacionados, lo cual se puede apreciar en una gráfica del brillo como función de la temperatura.

En 1911 el astrónomo Ejnar Hertzprung usó este tipo de diagrama por primeravez. Más tarde en 1913 y de forma independiente Henry Norris Russell hizo lo mismo. Por la calidad y cantidad de información revelada en este sencillo diagrama, que se llama el diagrama Hertzprung-Russell (H-R), este representa un gran logro para la astrofísica y es una herramienta valiosísima para los astrónomos. Usando este diagrama, por ejemplo, se puede hallar la edad de los cúmulos globulares.El fin de una estrella: (dependiendo de la masa original de la estrella, estas son las etapas finales a las que puede llegar una estrella al final de su vida).
Gigantes Rojas:
El Sol es una estrella con una masa de 2 x 1030 Kilogramos. Cuando todo el hidrógeno en su núcleo se ha fusionado en helio el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. Será tan grande que llegará a incluir lasórbitas de Mercurio y Venus. Esto ocurrirá dentro de 5 mil millones de años y se produce por el calentamiento de la estrella debido a la fusión de los elementos más pesados que el helio. Durante esta etapa, la estrella emite las capas más exteriores de su atmósfera dando así origen a nubes brillantes de gas y polvo llamadas nebulosas planetarias.Enanas Blancas:
Cuando todo el combustible nuclear(incluyendo elementos más pesados que el helio) se ha terminado, la estrella se enfría y se compacta formando así una enana blanca.
Enanas Marrón:
Es posible que durante el proceso de formación, algunas estrellas no alcancen la masa suficiente para comenzar las reacciones termonucleares del hidrógeno en su centro. Como no brillan éstas estrellas son muy difíciles de observar, son como un planetagaseoso gigante. Estrellas con masa inferior a 80 veces la masa del Júpiter exhiben este comportamiento.
Supernovas:
En estrellas con masa un poco mayor que la del Sol (> 1,4 Msol) la fusión nuclear produce elementos cada vez más pesados. Cuando se forma el hierro, el núcleo de la estrella no puede auto-soportarse y colapsa gravitacionalmente. Las capas exteriores son emitidas como en una súperexplosión cósmica y el núcleo remanente se compacta formando una estrella de neutronesEstrella de neutrones:
Una estrella de neutrones es una estrella formada por neutrones empacados con la misma densidad que en un núcleo atómico. Es decir una estrella de neutrones es como un núcleo atómico gigantesco. Una cucharadita de materia sacada de una estrella de neutrones tiene una masa de mil millones detoneladas. Las estrellas de neutrones se forman como producto de una supernova. Durante la explosión de una supernova, la densidad en el núcleo remanente es tan grande que allí se forma una estrella de neutrones o un agujero negro.
Púlsares:
Así como se conserva la energía, existen otras propiedades físicas que se conservan. Una de ellas es la cantidad de momento angular, la cual es una medidade la cantidad de 'impulso' que tiene un objeto en rotación. En el proceso de colapso gravitacional cuando se forma una estrella de neutrones hay una gran cantidad de momento angular disponible a la estrella de neutrones recién formada. Como resultado ésta queda girando a velocidades angulares muy altas.
Se han observado estrellas de neutrones rotando a una velocidad de más de mil vueltas porsegundo. Dentro de la estrella de neutrones se forman campos electricos y magnéticos que emiten ondas de radio enfocadas en un haz muy directo que da vueltas. Cuando un radiotelescopio intercepta el haz de radioondas se registra una señal que consiste en una secuencia de pulsos.
Agujeros Negros:
Si la masa inicial de una estrella es superior a 8 masas solares, al final de su vida cuando todo el...