Evolución estelar

A evolución estelar ye o proceso por o qual una estrela cambeya a lo largo d'o tiempo. Dependendo d'a masa d'a estrela, a suya vida util puede variar dende uns pocos millons d'anyadas pa la mas masiva dica billons d'anyadas pa la menos masiva, que ye considerablement mas larga que a edat de l'universo. Todas as estrelas son formadas por o colapso de boiras de gas y polvo, a ormino clamadas nebulosas u boiras moleculars. A lo largo de millons d'anyos, istas protoestrelas s'estableixen en un estau d'equilibrio, convertindo-se en o que se conoixe como una estrela de seqüencia prencipal.

Diagrama de l'evolución estelar.

A fusión nucleyar alimenta una estrela entre a mayor parte d'a suya existencia. Inicialment, a enerchía se chenera por meyo d'a fusión d'atomos d'hidrochén en o nuclio d'a estrela d'a seqüencia prencipal. Mas tarde, a medida que a preponderancia d'atomos en o nuclio se convierte en helio, estrelas como que o Sol prencipian a fusionar hidrochén a lo largo d'una capa esferica que rodeya o nuclio. Iste proceso fa que a estrela creixca gradualment de grandaria, pasando por a etapa subchigant dica aconseguir a fase de chiganta roya. As estrelas con a lo menos a metat d'a masa d'o Sol tamién pueden prencipiar a chenerar enerchía a traviés d'a fusión de l'helio en o suyo nuclio, mientres que as estrelas mas masivas pueden fusionar elementos mas pesaus ​​a lo largo d'una serie de capas concentricas. Una vegada que una estrela como que o Sol ha acotolau o suyo combustible nucleyar, o suyo nuclio colapsa en una densa nana blanca y as capas externas son feitas fuera como que una nebulosa planetaria. As estrelas con arredol de diez u mas vegadas a masa d'o Sol pueden esclatar en una supernova quan os suyos nuclios de fierro inerte colapsan en una estrela de neutrons u un forato negro extremadament denso. Encara que l'universo no ye pro viello como pa que garra d'as nanas royas mas chicotas haiga plegau a la fin d'a suya existencia, os modelos estelars suchieren que lentament se tornarán mas brillants y calients antes de quedar-se sin combustible d'hidrochén y convertir-se en nanas blancas de baixa masa.[1]

L'evolución estelar no s'estudeya observando a vida d'una solenca estrela, ya que a mayoría d'os cambeos estelars ocurren con masiada lentitut pa estar detectaus, mesmo entre muitos sieglos. En cambeo, os astrofisicos plegan a comprender cómo evolucionan as estrelas en observar numerosas estrelas en quantos momentos d'a suya vida y en simular l'estructura estelar utilizando modelos informaticos.

ReferenciasEditar

  1. (en) Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432.