las estrellas
El H generado en el Big Bang, el He generado en el período inflacionario del Universo primigenio (primeros 500 millones de años) y los elementos pesados
generados en las Estrellasy en las Supernovas a lo largo de 13.000 millones de años).
Por presión gravitatoria sucesiva, en los núcleos estelares se van fusionando los núcleos atómicos, generando por transmutación, elementos progresivamente más pesados:
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Estos son todos los elementos que se generan dentro de las estrellas durante sus vidas estables. Los demás elementos de la tabla periódica, queexisten en la naturaleza, se generan en las explosiones estelares como supernovas.
Las reacciones nucleares de fusión, se realizan principalmente en el núcleo de la Estrella, con algo de participación en las capas más próximas a dicho núcleo.
Cada etapa de fusión termina cuando se ha consumido aprox. el 90 % de su elemento, pero queda una capa de dicho elemento, en estado gaseoso, envolviendoel núcleo.
Nota: Se denomina etapa: a las de fusiones de elementos
y se denomina fase: a las configuraciones estelares circunstanciales, como las que tienen en la Secuencia Principal del Diagrama H - R, o como Gigantes, Supergigantes, etc.
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Cada etapa sucesiva va durando menos. La última, la 7ª, menos de una semana.
2.- Masa de referencia. Por convención entre losastrónomos, se toman como masa y radio (diámetro/2) de referencias, los del Sol
- Masa del Sol = MS = 2 x 1030 kg
- Radio del Sol = RS = 696 x 103 km
3.- Masa mínima indispensable para iniciarse la reacción de fusión del
hidrógeno:
Masa estelar = ME ( 0,08 MS
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La masa de cada capa (envoltura) está expresada en su equivalente de masas solares.
4.- Clasificaciónde las estrellas (ver cuadro en Anexos)
4.1.- Por sus masas iniciales: (Símbolo = ME )
De las variables que caracterizan a las estrellas, de lejos la más importante es la masa, pues muchas de las otras variables son consecuencias de su magnitud.
De acuerdo a las magnitudes de sus masas, las estrellas se clasifican en:
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4.2.- De uso por los astrónomos y cosmólogos:
-Diagrama de Hertzsprung - Rusell (Diagrama H-R)
- Espectral de Harvard (ver Anexo)
- De luminosidad del observatorio Yerkes
- Espectral - temperatura
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Diagrama de Hertzsprung - Russell
http://amazings.es/2011/09/08/cien-años-del-diagrama-de-hertzsprung-russell-el-gráfico-que-organizo-las-estrellas/
5.- Vida de las estrellas:
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6.- Límite deCHANDRASEKHAR (astrofísico indio, contemporáneo nuestro) = L. Ch.
L.Ch = 1,44 MS
El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de un núcleo estelar estable.
Se aplica en especial a las Enanas Blancas estables. .
Las estrellas cuyas masas, después de sus expansiones como Gigantes Rojas, sean iguales o inferiores al L.Ch., llegan hasta la etapa He ( C , colapsan a Enanas Blancas,y en general agonizan como tales.
Pues es necesario que los núcleos de las estrellas superen dicho "límite" para que alcancen la temperatura (800 x 106 K) y presión crítica de iniciación de la fusión del Carbono, y continúe el proceso.
Las estrellas cuyas masas, después de la segunda Gigante Roja, sean mayores al L.Ch., completan las 7 etapas hasta núcleo de Fe; es el caso de las EstrellasGrandes y muy Grandes.
Los núcleos resultantes del colapso post etapas rojas, siguen las mismas reglas que las estrellas.
Si una Enana Blanca, ya estabilizada como tal, incrementa su masa por transferencia desde una Gigante Roja, o Estrella Mediana y supera
el Límite de 1,44 MS , se torna inestable y estalla como una Supernova tipo 1a.
Estrellas pequeñas
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Existen 2...
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