La evolucion de las estrellas viene dada durante millones de años. Es decir, estas nacen cuando se acopia una gran suma de materia en una zona del cosmos. El material se prensa y se aviva hasta que principia una resistencia nuclear, que absorbe a la materia, transformándola en energía. Las estrellas chicas la gastan perezosamente y duran más que las magnas.
Las hipótesis sobre la evolucion de las estrellas se fundan en pruebas logradas de tesis de los espectros atañidos con el resplandor. Las investigaciones manifiestan que muchas estrellas se pueden catalogar en una serie usual en la que las más radiantes son las más ardientes, las más chicas y las más frías.
Evolucion de las estrellas
De acuerdo a lo mencionado anteriormente, la evolucion de las estrellas viene dada por una serie de etapas, estas serían:
La existencia de una estrella
El periodo de vida de una estrella principia como una enorme masa de vapor correspondientemente frío. La convulsión del gas enaltece la temperatura hasta que la parte interior de la estrella consigue 1.000.000 °C. En esta parte poseen parte reacciones atómicas, cuya consecuencia es que los ejes de las partículas de hidrógeno se ajustan con los de deuterio para constituir focos de helio. Esta resistencia redime magnas sumas de energía, y se para la convulsión de la estrella. Por un lapso parece que se fija.
Pero cuando clausura la emancipación de energía, la convulsión inicia otra vez y la temperatura de la estrella retorna a acrecentar. En un instante dado principia una rebeldía entre el litio, el hidrógeno y otros metales leves asistentes en el organismo de la estrella. De nuevo se suelta energía y la contorsión se para.
Cuando el litio y otras materias primas ligeras se cumplan, la contorsión se renueva y la estrella ingresa en la fase final del perfeccionamiento en la cual el hidrógeno se convierte en helio a temperaturas muy penetrantes gracias al ejercicio catalítico del carbono y el nitrógeno. Esta fuerza termonuclear es propia de la serie principal de estrellas y perpetúa hasta que se ejecute todo el hidrógeno que existe.
Gigante roja
La estrella se transforma en una gigante roja y consigue su mayor dimensión cuando todo su hidrógeno céntrico se ha desconocido en helio. Si sigue fulgurando, la temperatura del foco debe escalar lo asaz como para causar la fundición de los ejes de helio. Durante este transcurso es posible que la estrella se haga mucho más chica y, por tanto, más pesada.
Cuando ha usado todos los viables principios de brío atómico, se constriñe de nuevo y se catequiza en una enana blanca. Esta época final puede estar sellada por estalles frecuentadas como «novas». Cuando una estrella se redime de su revestimiento externo estallando como nova o supernova, restituye al medio celeste componente más cargado que el hidrógeno que ha resumido en su parte interna.
Las descendencias futuras de estrellas creadas a partir de este elemento emprenderán su vida con un diverso más rico de compendios pesados que las anteriores reproducciones. Las estrellas que se toman de sus capas externas de una representación no peligrosa se cristianizan en nebulosas astrales, estrellas anticuadas cercadas por globos de gas que difunden en una escala múltiple de extensiones de frecuencia.
De estrella a Agujero Negro Súper Masivo
Las estrellas con una aglomeración mucho extraordinario que la del Sol toleran un progreso más vertiginoso, de unos pocos millones de años desde su origen hasta la estallido de una estrellas supernova.
Masa preliminar: estado progresivo terminable
Los despojos vaporosos de una supernova (que se designan remanentes) se difunden envolviendo una amplia región del espacio, creando una nube en indestructible esparcimiento que se aparta a varios kilómetros por segundo y cuyas tipologías son muy propias.
El vapor que acomoda un remanente de supernova es muy desigual al vapor de la nube que creó a la estrella. La nube de inicio estuvo dispuesta casi únicamente por helio, mientras que en el remanente se localiza una gran diversidad de compendios químicos, despojos de la fundición nuclear que sucediera en la estrella que haya desaparecido y del mismo modo otros creados durante el estallido que se origina en el periodo de supernova.
En la detonación de supernova se provoca un desastroso desplome de la estrella; debido a su gran multitud, la formidable fuerza de gravedad prensa el componente con mucho más ímpetu que en el sumario que forma a una enana blanca. En estos contextos toda la masa de una estrella habitual (como es el caso de nuestro astro rey) se exprime en una chica esfera de apenas 15 Km de diámetro; a estos microscópicos astros se los ha apodado estrellas de neutrones.
Por otro lado, la materia en estas cosas se ha apretado a tal extremo y su cohesión consigue a valores tan magnos, que los electrones se conciertan con los protones dando lugar a la creación de nuevos neutrones.
Conclusiones sobre la evolucion de las estrellas
De acuerdo a la suma y a la enorme complejidad de estrellas que se registran, se consigue tener una representación de su evolución notando estrellas en los diversos periodos (o fases) de su presencia: desde su elaboración hasta su desvanecimiento. Al respecto se debe considerar que, positivamente, se han examinado desaparecer estrellas (como fue el caso de la supernova de 1987) como del mismo modo se han encontrado pruebas de la creación de otras nuevas.
Ya aludimos que en la exposición de las estrellas, se esgrimen medidas físicas como la temperatura o la multitud, entre otros. Pero debe determinarse además otra de las metodologías frecuentes en lo que es la astronomía, la cual se designa como la Espectroscopía.
Los elementos químicos que dan la evolucion de las estrellas
Diferentes componentes químicos empapan o expresan luminiscencia según la temperatura a que se hallen; de esta manera la representación (o alejamiento) de ciertos componentes en la atmósfera de la estrella, muestra la temperatura de la estrella.
Las estrellas calientes
En las estrellas más ardientes, las distintas capas internos deben dominar mayor afinidad gravitacional que las togas más externas, y por lo tanto el apremio del vapor debe ser mayor para conservar la medida; como resultado, mayor es la temperatura de su parte interna. Involucra que la estrella debe «chamuscar» el inflamable a gran prontitud, lo que origina una enorme suma de energía. Esta variedad de estrellas sólo puede disfrutar una vida circunscrita.
Las estrellas frías
Las estrellas frías (habitualmente chicas y con una potencia de gravedad frágil) sólo originan un humilde importe de energía; en secuela surgen resplandeciendo finamente. Así, estas estrellas pueden estar como tales sólo algunas miles de millones de años.
Ahora bien, la temperatura y consiguientemente, la suma de frío que expresa una estrella, depende de su muchedumbre, es decir, cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por resultante mayor es la suma de carácter que difunde.
Por otro lado, hasta que en su eje la temperatura no consiga un valor de algunos millones de niveles, no se causarán metamorfosis atómicas (del espécimen de transformación de hidrógeno en helio) y, consiguiente, mientras eso no suceda, la suma de energía que expresan será muy diminuta.
Finalmente, al momento que se da la evolucion de las estrellas y se inicia la vida de la misma, el ardor de su interior proviene del carácter gravitacional, en otras palabras, de la nube de vapor que se prensa en ella.