"CICLO DE VIDA"
Mientras las interacciones se producen en el núcleo de las estrellas, sostienen la hidrostásis del cuerpo, y éste mantiene su apariencia iridiscente según la teoría de las órbitas cuantificadas.
Cuando parte de las interacciones se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro.
LLegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente aumentan el diámetro.
Dichas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, siendo así la apariencia rojiza.
Es en esta fase cuando el objeto entra en colapso, por lo que la otra parte de la interacción que es la gravedad y las interacciones de fusión en las capas más externas de la estrella hacen variar constantemente el diámetro, y terminan venciendo las fuerzas de la gravedad en el momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Cuando la estrella no produce fusiones del material, podemos afirmar que finaliza el proceso de colapso. A partir de aquí, (dependerá de la masa total de la estrella) la fusión de material entrará en su proceso degenerativo produciéndose enanas blancas (una estrella de masa menor a 9-10 masas solares con su combustible nuclear agotado).
En enanas blancas se convertirán el 97% de las estrellas conocidas, incluído nuestro sol.
Las enanas blancas junto con las enanas rojas son las más abundantes del universo.
(A continuación mostramos la imagen de una enana blanca)
"Una enana blanca es una estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones" (Stephen Hawkings).
Las estrellas de masa total muy grande en su proceso degenerativo producen estrellas de neutrones, que son remanentes estelares y explotan como una supernova. (A las supernovas dedicaremos una entrada más adelante).
Lo que debe quedarnos claro es que tanto en enanas blancas como en supernovas, las estructruras atómicas usuales han sido destruídas por la acción muy intensa de la gravedad.
FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS.
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares (regiones extensas en el interior de la galaxia con densidad suficientemente alta y temperatura suficientemente baja para que exista hidrógeno molecular -H2-) como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas por supenovas o colisiones galácticas.
El proceso se acelera un vez que estas nubes de H2 (Hidrógeno molecular) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado cada vez por la intensa atracción gravitatoria.
Así aumenta su densidad de manera progresiva y el proceso es más rápido en el centro que en la periferia. Termina formándose una protoestrella que es un núcleo en contracción muy caliente.
El colapso en este núcleo es detenido cuando comienzan reacciones nucleares, las cuales elevan la temperatura y presión de la protoestrella.
Cuando se ha estabilizado la fusión del hidrógeno, la estrella está en una fase llamada secuencia principal, pasando así el 90% de su vida.
Como hemos visto antes, su evolución dependerá de la masa, y terminará en una enana blanca o explotará como una supernova.
Muchas estrellas, como nuestro sol, tienen una simetría tipo esférica, pues tienen bajas velocidades de rotación. Otras, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es mucho mayor que su radio polar.
(A continuación mostramos la imagen de una protoestrella)
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. Nuestro sol expulsa en un año unos 10 elevado a veinte gramos de materia estelar por el viento solar.
Pero en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden la masa de manera mucho más intensa y terminan acabando con una masa final que es muy inferior a la inicial.
Cuando muere una estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria (envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado), una supernoava o una hipernova, por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar.
(A continuación se muestra una imagen de una nebulosa planetaria)
La materia expulsada incluye elementos pesados producidos por la estrella que más adelante terminarán formando nuevas estrellas y planetas.
Lo dejamos aquí por ahora con un vídeo - documental, continuación del que pusimos en la primera entrada sobre este tema.
En nuestra próxima entrada, veremos agrupaciones y distribución estelar y la estructura de las estrellas.
Fuentes:Wikipedia, la enciclopedia libre, Carl Sagan (Cosmos, un viaje personal), Stephen Hawkings (Historia del tiempo), Documentales Canal Historia.
