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EL FIN DE LAS ESTRELLAS MASIVAS

Una supergigante

 

Supernovas y estrellas de neutrones
Una supergigante
Una supernova
Nucleosíntesis estelar
Una estrella de neutrones
Un púlsar
La radiación de los púlsares

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Las fuentes de rayos X
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El origen de las explosiones de rayos gamma

La relatividad restringida
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La relatividad restringida
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La onda gravitacional
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Los agujeros negros
Un agujero negro
El espacio-tiempo alrededor de un agujero negro
Un agujero negro histórico: Cygnus X-1

 

 

 

 

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Imagen que ofrece una fotografía del sol en rayos x. Crédito: NASA Goddard Laboratory for Atmospheres

 

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Visión artística de un agujero negro con disco de acreción. Crédito: Jörn Wilms (Tübingen) et al.; ESA

Una supergigante

Las estrellas de algunas masas solares terminan su vida cuando la combustión del helio se para por falta de carburante. En cambio, las estrellas de masa superior conocen un fin más complejo, porque se hallan en situación de poner en marcha otras reacciones nucleares.

En efecto, cuanto más elevada es la masa de una estrella, más grande es la presión de sus capas externas, y más se comprime el núcleo. La temperatura de este último puede entonces alcanzar valores más grandes, permitiendo ponerse en marcha nuevas reacciones. Por ejemplo, una estrella de más de cuatro masas solares va a calentar su núcleo hasta 600 millones de grados, umbral en el que comienza la fusión del carbono.

Esta nueva fase de combustión dura todavía mucho menos tiempo que la precedente, y la estrella debe encontrar muy rápidamente una nueva fuente de energía. Así es como va a establecerse una serie de diferentes reacciones nucleares poniendo en marcha elementos cada vez más pesados.

La transformación en supergigante

En cada etapa, la nueva fuente de energía se agotará más rápida que la precedente, y la combustión se parará momentáneamente. Esto provocará la contracción del núcleo y la aparición de una nueva capa en fusión. Finalmente, podrá establecerse una nueva reacción, y el ciclo se reiniciará. El número de reacciones diferentes está determinado por la masa de la estrella. Cuanto más grande es ésta, más elevada puede ser la temperatura en el centro de la estrella, y más pesados son los núcleos susceptibles de fusionarse.

Podemos citar las estrellas de 10 masas solares, capaces de alcanzar mil millones de grados y desencadenar la fusión del oxígeno, o las de más de 20 masas solares, que alcanzan varios miles de millones de grados y permiten intervenir al silicio. Con cada nuevo tipo de reacción, las dimensiones de la estrella continúan aumentando, y ésta se transforma poco a poco en una supergigante.

 

betelgeuse

 

Una imagen de Betelgeuse tomada en 1996 por el telescopio espacial, la primera imagen directa de la superficie de una estrella diferente del Sol. Betelgeuse es una supergigante roja de un diámetro del orden de 500 veces más grande que el del Sol. Podemos percibir sobre la imagen una mancha brillante cuya temperatura es superior en 2000 grados a la de la superficie de la estrella. Crédito: NASA / HST

Última etapa: un núcleo de hierro

Sin embargo, la cadena no va a continuar eternamente. Se para cuando el centro se encuentra esencialmente formado por núcleos de hierro.

En efecto, una de las características de todo núcleo atómico es su energía de enlace por constituyente. Ésta representa la fuerza con la cual un elemento del núcleo atómico, protón o neutrón, está vinculado al conjunto. Cuanto más fuerte es esta energía de enlace, más estable es el núcleo. Entonces resulta que de todos los elementos, el hierro es el que presenta la energía más grande de enlace por constituyente. Es el núcleo más estable que pueda existir. Es incapaz de fusionar produciendo energía. Por esta razón, el hierro va obstinadamente a negarse a estar implicado y participar en las reacciones nucleares. Es entonces el fin del ciclo para la estrella.

Una estructura en capas de cebolla

En este estado, la estrella tiene una estructura muy compleja. En el centro se encuentra el núcleo de hierro apagado. Luego, se suceden una serie de capas en fusión, cada una contiene uno de los elementos que participó en la historia nuclear del núcleo, de ahí el nombre de estructura en capas de cebolla. Se encuentran así, partiendo del interior, capas principalmente constituidas de silicio, magnesio, neón, oxígeno, carbono, helio e hidrógeno. En este estado, una explosión de supernova es inevitable.

 

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Esquema de la estructura en “capas de cebolla” de una estrella muy masiva al final de su vida. En esta etapa final la estrella es por sí misma un enorme laboratorio de síntesis de nuevos elementos. Crédito: scienceinschool

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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