Maravillas del cosmos (estrellas parte 2)

Bueno hoy les traigo la segunda parte de mi post sobre las estrellasParte 1Contenido del post: Información basica sobre las estrellasImagenes e ilustraciones como en el anterior.EnlacesDije que lo iba a subir por partes y asi lo estaba haciendo pero como no me gusta que quede todo separado reedite el post y lo dividi en 3 partesLas enanas blancas (introducción)En la imagen de arriba, a la derecha una comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha) y a la izquierda una recreación artística del sistema binario Sirio.¿Como se forman?Si queres saber sobre el pricipio de exclusion de Pauli click AQUÏ.Si queres saber sobre el pricipio de exclusion de incertidumbre de Heisenberg click AQUÏ¿Que nesecita para que se forme?Por esto no hay ninguna enana blanca mayor que 1,4 Soles. ¿Qué sucede si una estrella es más grande que ese límite? ¿Se comprime hasta un radio 0 y desaparece? ¿Qué pasa si una enana blanca, de alguna manera, va ganando masa hasta superar el límite?Responderemos a estas preguntas más adelante pero, si observas la gráfica y ese final de la curva que tiende a un radio nulo, puedes imaginar que pasan cosas muy, muy violentas y potencialmente muy raras. Pero paciencia, volvamos a una enana blanca “normal”.Densidad, desarrollo, supervivencia y másEn la izquierda puedes ver en el circulo rojo una enana blanca y, a la derecha el capullo de otra enana.¿Que pasa con la enana cuando evejece?Gigantes rojas (introducción) En la izquierda esta la estrella betelgeuse y a la derecha una representación artistica de varias gigantes rojas.¿Como se forman?Diagrama de Hertzsprung-Russell en el que se han representado las trayectorias evolutivas de estrellas de distintas masas; las fases de gigante roja para estrellas de masa baja e intermedia están señaladas con GR¿Que pasara con el Sol cuando sea una GR?¿Y que les pasara a las otras gigantes?Arriba tienes un pequeño cuadro con la evolución de una estrella hasta que se convierte en ua gigante roja.El proceso triple alfaAbajo tienes un pequeño diagrama con los pasos del proceso triple alfa:Apéndice finalSupernovas de tipo II (introducción)El inicio hacia la explosiónEn la imagen de arriba, a la izquierda tienes un diagrama con los dos elementos principales de una estrella y, a la derecha los elementos que la estrella va consumiendo desde los más ligeros hasta los más pesadosSe produce la supernovaAquí abajo puedes ver la remanente de la supernova de KeplerPara más información click AQUÏ.Luego de que se produce la supernovaAquí arriba tienes una imagen con todo el proceso de la supernovaPero, a todo esto, ¿qué le sucede al núcleo de ex-hierro? Ahora ya no hay hierro, sino una especie de “sopa” de neutrones con unos cuantos protones y electrones que no se han unido. Lo que le ocurre depende de la masa de la estrella inicial: si tenía menos de 20 masas solares, el núcleo restante al final suele tener una masa de entre 1,4 y 2,1 veces la masa del Sol, y se forma una estrella de neutrones. Si la estrella original tenía entre 20 y unas 40-50 veces la masa del Sol, el núcleo restante es tan grande que no es posible ni siquiera que forme una estrella de neutrones, y se convierte en un agujero negro. Lo curioso es que la mayor parte de los modelos sugieren que una estrella lo suficientemente grande (más de 50 masas solares) ni siquiera produce una supernova. Se colapsa a tal ritmo que produce directamente un agujero negro. Curioso, ¿verdad?De modo que en el próximo post estudiaremos precisamente el “cadáver estelar” correspondiente a estas estrellas masivas, pero no lo suficiente para formar un agujero negro: las estrellas de neutrones, formadas a partir del núcleo que queda tras una supernova de tipo II y los agujeros negros.