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22: Estrellas de la Adolescencia a la Vejez

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    El Sol y otras estrellas no pueden durar para siempre. Eventualmente agotarán su combustible nuclear y dejarán de brillar. Pero, ¿cómo cambian durante sus largas vidas? ¿Y qué significan estos cambios para el futuro de la Tierra?

    Pasamos ahora del nacimiento de las estrellas al resto de sus historias de vida. Esta no es una tarea fácil ya que las estrellas viven mucho más que los astrónomos. Por lo tanto, no podemos esperar ver la historia de vida de una sola estrella desplegarse ante nuestros ojos o telescopios. Para conocer sus vidas, debemos encuestar a tantos de los habitantes estelares de la Galaxia como sea posible. Con minuciosidad y un poco de suerte, podemos atrapar al menos a algunos de ellos en cada etapa de sus vidas. Como ya has aprendido, las estrellas tienen muchas características diferentes, con las diferencias a veces resultantes de sus diferentes masas, temperaturas y luminosidades, y en otras ocasiones derivadas de cambios que ocurren a medida que envejecen. A través de una combinación de observación y teoría, podemos usar estas diferencias para recomponer la historia de vida de una estrella.

    • 22.1: Evolución de la Secuencia Principal a Gigantes Rojos
      Cuando las estrellas comienzan a fusionar hidrógeno con helio, se encuentran en la secuencia principal de la era cero. La cantidad de tiempo que una estrella pasa en la etapa de secuencia principal depende de su masa. Más estrellas masivas completan cada etapa de la evolución más rápidamente que las estrellas de menor masa. La fusión de hidrógeno para formar helio cambia la composición interior de una estrella, lo que a su vez resulta en cambios en su temperatura, luminosidad y radio.
    • 22.2: Cúmulos estelares
      Los cúmulos estelares proporcionan una de las mejores pruebas de nuestros cálculos de lo que sucede a medida que las estrellas envej Las estrellas en un cúmulo dado se formaron aproximadamente al mismo tiempo y tienen la misma composición, por lo que difieren principalmente en masa, y así, en su etapa de vida. Hay tres tipos de cúmulos estelares: globulares, abiertos y asociaciones. Los cúmulos globulares tienen diámetros de 50 a 450 años luz, contienen cientos de miles de estrellas y se distribuyen en un halo alrededor de la Galaxia.
    • 22.3: Comprobando la teoría
      El diagrama H—R de estrellas en un cúmulo cambia sistemáticamente a medida que el cúmulo envejece. Las estrellas más masivas evolucionan más rápidamente. En los cúmulos y asociaciones más jóvenes, las estrellas azules altamente luminosas están en la secuencia principal; las estrellas con las masas más bajas se encuentran a la derecha de la secuencia principal y aún se contraen hacia ella. Con el paso del tiempo, las estrellas de masas progresivamente más bajas evolucionan alejándose de (o apagan) la secuencia principal.
    • 22.4: Mayor evolución de las estrellas
      Después de que las estrellas se convierten en gigantes rojos, sus núcleos eventualmente se calientan lo suficiente como para producir energía fusionando helio para formar carbono (y a veces un poco de oxígeno). La fusión de tres núcleos de helio produce carbono a través del proceso triple alfa. El rápido inicio de la fusión de helio en el núcleo de una estrella de baja masa se llama flash de helio. Después de esto, la estrella se vuelve estable y reduce brevemente su luminosidad y tamaño.
    • 22.5: La evolución de las estrellas más masivas
      En estrellas con masas que son >8 masas solares, las reacciones nucleares que involucran carbono, oxígeno y elementos aún más pesados pueden construir núcleos tan pesados como el hierro. La creación de nuevos elementos químicos se llama nucleosíntesis. Las etapas tardías de la evolución ocurren muy rápidamente. En última instancia, todas las estrellas deben agotar todos sus suministros de energía disponibles. En el proceso de morir, la mayoría de las estrellas expulsan algo de materia, enriquecida en elementos pesados, al espacio interestelar donde puede ser utilizada para formar nuevas estrellas.
    • 22.E: Estrellas de la Adolescencia a la Vejez (Ejercicio)

    Miniaturas: Durante las fases posteriores de la evolución estelar, las estrellas expulsan parte de su masa, que regresa al medio interestelar para formar nuevas estrellas. Esta imagen del Telescopio Espacial Hubble muestra una estrella perdiendo masa. Conocida como Menzel 3, o la Nebulosa de las Hormigas, esta hermosa región de gas expulsado está a unos 3000 años luz del Sol. Vemos una estrella central que ha expulsado masa preferentemente en dos direcciones opuestas. El objeto mide aproximadamente 1.6 años luz de largo. La imagen tiene un código de color: el rojo corresponde a una línea de emisión de azufre, verde a nitrógeno, azul a hidrógeno y azul/violeta al oxígeno. (crédito: modificación de obra de NASA, ESA y The Hubble Heritage Team (STSci/aura))


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