ADA: Astrofísica - García Barreto

Al final de la “vida” de una estrella existe el proceso de implosión que para estrellas de masas mayores que el Sol producirán lo que se conoce como Supernovas con estrellas de neutrones en el centro y para estrellas de igual o menor masa que el Sol producirán lo que se conoce como Nebulosas Planetarias con estrellas Enanas Blancas en su centro.

Durante el proceso de implosión se tendrán las condiciones necesarias (de alta temperatura) para tener reacciones termonucleares y producir los núcleos de átomos más pesados que el Fe que corresponden a la segunda parte de la Tabla periódica de los elementos.

1. En la primera sección del archivo “Estrellas: Parte 5” aprenderá que los núcleos de átomos  como He, C, N, O… hasta el Fe son el resultado de reacciones termonucleares en el centro de las estrellas. La reacción H+H -> He (quemado de H) se lleva a cabo en la parte más central de la estrella hasta que se agota el H.
   El quemado de H se lleva a cabo en las capas externas al centro y esto provoca que aumente la temperatura y presión de radiación de tal manera que aumenta el diámetro de la estrella. Este proceso no es estable debido a que gas frío reemplaza al gas caliente y la tasa de quemado es variable.
   Esto da lugar a que la estrella cambia su brillo aparente en forma periódica. Este proceso coloca a las estrellas fuera de la región “Secuencia Principal” en el diagrama H-R y se les identifica en la región conocida como de estrellas variables. Las estrellas con igual o menor masa que el Sol varían su brillo con ciclos de periodos de horas, mientras que las estrellas de masas mayores que el sol presentan periodos de días.
   
   
2. En la sección 2  del archivo “Estrellas: Parte 5”, aprenderá que:
   a) Para el quemado de H se  requiere una temperatura central de alrededor de 15 millones de grados.
   b) Para el quemado de He (He + He -> C) se requiere una mayor temperatura (alrededor de 50 a 70 millones de grados)
   c) Para el quemado de C (C + C -> N u O) se requiere una mayor temperatura (alrededor de 100 a 500 millones de grados) y
   d) Para producir núcleos de átomo de Fe se requiere una mayor temperatura (mayor que 500 millones de grados).
   Todas estas reacciones termonucleares son exotérmicas, pero para producir núcleos de átomos más pesados que el Fe, las reacciones termonucleares son endotérmicas, lo que significa que ya no se producen en el centro de las estrellas.
   
   
3. En la tercera sección del archivo “Estrellas: Parte 5”, se habla brevemente de la evolución de  las estrellas. Con la falta de fuerza de radiación que empuja al gas hacia grandes distancias, la fuerza de gravedad que siempre trata de llevar al gas hacia el centro gana y se produce el proceso de implosión donde las regiones de gas mas cercanas al centro (quizás 50 o 60% del diámetro) se colapsan en un tiempo aproximado de 10 segundos.
   Esto causa un aumento de la temperatura y de la densidad, este aumento de temperatura da lugar a reacciones termonucleares  y son capaces de crear los núcleos de átomos más pesados que el Fe.  Con el aumento de la densidad central se crean objetos centrales que dependiendo del tipo espectral de las estrellas se conocen como estrellas de neutrones para estrellas tipo O y B, y estrellas enanas blancas para estrellas de tipo espectral G, K, M. 
   Justo después de la implosión existe una explosión de las capas de gas a mayor distancia del centro provocando que viajen a grandes velocidades escapando de la fuerza de atracción de la estrella enana blanca, o estrella de neutrones y causando la creación de lo que comúnmente se conoce como Nebulosa Planetaria ó Supernova respectivamente. Si la estrella original es tipo O de gran diámetro y  masa comparada con el Sol, su evolución dará un objeto central muy denso y compacto que comúnmente se le conoce como “Hoyo Negro”.
   
   
4. Comprobará sus conocimientos al realizar el ejercicio. Después verificará sus respuestas con los resultados que se encuentran en la "hoja de soluciones".