Click here to load reader

Formaci n evoluci_n_y_muerte_de_las_estrellas

  • View
    55

  • Download
    1

Embed Size (px)

Text of Formaci n evoluci_n_y_muerte_de_las_estrellas

  • 1. Formacin, Evolucin y Muerte de Las EstrellasOliver Christopher Lpez, [email protected] Venezolana de Aficionados a la AstronomaEn las nubes de Polvo, e Hidrogeno neutro a baja densidad (Regiones H I), es donde se inicia la formacin de nuevasestrellas. El factor que desencadena este proceso, son los vientos estelares de estrellas cercanas, as como explosiones desupernovas, que generan ondas de choque que barren el material de la nube formando acumulaciones de mayor densidad,debido a la baja temperatura de la nube (alrededor de 10k) sus tomos y molculas presentan una vibracin muy lenta, locual permite que las regiones ms densas se contraigan por la fuerza de gravedad, atrayendo el resto del material de la nubeColapso Gravitatorio. Al producirse el derrumbe, elproceso se repite dndose nubes ms pequeas, a esto sele conoce con el nombre de Fragmentacin, esto darcomo resultado un cmulo de estrellas, que pueden serindividuales, binarias o mltiples, y al mismo tiempo demasas muy variadas, lo cual las har tener diversastrayectorias en su evolucin. Estas nubes no emiten luzen el visible, pero si en el infrarrojo y en ondas de radio.Los poderosos vientos y radiacin UV de las estrellas masivas, no solo pueden propiciar en algunas regiones de la nube elnacimiento de estrellas, sino que tambin pueden en otras zonas inhibir su formacin, pues la turbulencia generadaaumenta la energa interna de los tomos y molculas de la nube. Si dicha energa fuese la misma que la energa potencialgravitatoria, obtendramos una configuracin de equilibrio, donde ni se expandira ni se contraera la nube. A esta relacinse conoce como: Masa de Jeans, y varia aumentando con la temperatura de la nube y disminuyendo con su densidad. Esdecir, las nubes fras y densas poseen masas de Jeans menores que las nubes calientes y poco densas. Si inicialmente, setienen nubes con temperaturas tpicas de 100k y densidades de entre 10 y 22 g/cm3entonces la masa de Jeans es mayorque 5x104M , es decir, una masa equivalente a la que posee un tpico cmulo globular, esta a mediada que progresa elcolapso aumenta su densidad, lo que hace disminuir la masa de Jeans ocasionando la mltiple fragmentacin de la nube .Los tomos de hidrogeno fro de la nube forman molculas Hidrogeno Molecular (H2),donde dos de ellos estn ligados al compartir sus electrones individuales (ImagenIzquierda). Sin embargo, en las regiones de la nube mas prximas a la luz ultravioletaUV de las estrellas masivas cercanas, estas molculas son disociadas en hidrgenoatmico Fotodisociacin al elevarse la temperatura a solo 1800K (2.073 C), en lasregiones mas expuestas al UV la temperatura aumenta a 10.000K, lo que cargaelctricamente el gas por Ionizacin, este en milsimas de segundo se descarga,emitiendo luz (Regiones H II). El gas por estar cargado, se mantiene en las lneas defuerza del campo magntico de la galaxia. Las (Regiones H II), tienen movimientos tanrpidos en sus tomos que imposibilita que la gravedad las condense en estrellas.A la derecha, se ve como las ondas de choquecomprimen el gas en el interior de la nebulosa deOrin, estas estructuras descubiertas en 1983,tienen un tamao aproximado al del SistemaSolar, y se mueven a unos 400 km/seg desde unafuente central llamada IRc2. La edad de losproyectiles calculada a partir de su velocidad y ladistancia a IRc2, es menor a 1000 aos.A medida que los frentes de choque desgarran elinterior de la nebulosa, un pequeo porcentaje dehierro gasificado provoca un brillo de tonalidadazul, dejando detrs de s una cavidad tubular enforma de pilar que brilla a causa de la luz delhidrgeno ionizado. En esta imagen se observanlos proyectiles de Orin con un detalle sinprecedentes, fueron obtenidas gracias a latecnologa de ptica adaptativa del telescopioGemini-Norte ubicado en la isla de Hawai.

2. A la izquierda, dos imgenes de la nebulosa de Orin M 42,en la imagen superior se muestra el hidrogeno ionizado (HII)por la energa de estrellas cercanas, y en la inferior elhidrgeno mas fro que forma hidrogeno molecular (HI), elcual emite en el infrarrojo lejano por el lento movimiento desus tomos, estas ultimas regiones son ptimamente opacas.A la derecha, una superposicin dedos imgenes de la galaxia M51,se puede ver, como se menciono,que las lneas de fuerza del campomagntico galctico, (imagen enondas de radio del Effelsberg yVLA, a una frecuencia de 6 cm),coinciden con las regiones HII dela imagen ptica del TelescopioEspacial Hubble.Mientras ocurre el colapso, elmovimiento de la nube MomentoAngular, se conserva. Es decir, si las dimensiones de la nubese redujeran 10.000.000 de veces, su movimiento aumentaraen un factor comparable, pues la misma cantidad demovimiento se mantendra en el reducido espacio que ocupaahora la nube condensada, esto forma como resultado un discoaplanado Disco de Acrecin, donde el material de la nubegirara en la direccin en la cual haba mayor movimiento. No obstante, este mecanismo no puede ocurrir literalmente,porque en nubes muy grandes, la conservacin del momento angular generara velocidades rotacionales mayores a la de laluz. Los escenarios reales muestran que el 99% del momento angular, escapa de la nube al medio interestelar circundante atravs de las lneas de fuerza del campo magntico galctico. Las estrellas ms tardas -cuando se trata de sistemas binarioso mltiples-, disminuyen su momento angular rotacional convirtindolo en momento angular orbital. Las estrellas de tiposolar, podran formar sistemas planetarios a los cuales se transferira la mayor parte del momento angular inicial. As, en elSistema Solar, encontramos que Jpiter y Saturno poseen el 98 % del momento angular de todo nuestro sistema.Mientras ocurre esta transferencia de momento angular, el material del disco de acrecin cae al centro, all las colisiones delos niveles rotacionales del hidrogeno molecular aumentan la temperatura a 105K, pero la nube por su baja densidad semantiene transparente a este calor generado, y este escapa al exterior en forma de la lnea infrarroja de 28 . Como lamayor parte de la energa generada por la gravedad, es evacuada por los mecanismos mencionados, la temperatura no seincrementa sino que se mantiene constante, y el gas sigue colapsando libremente. De esta manera aumenta la densidad dela nube al punto en que la concentracin de polvo bloquea la luz UV de las estrellas cercanas, protegiendo a las molculasH2 en la zona exterior al disco de acrecin de la disociacin por ionizacin, esto disminuye la conductividad en el interior,lo que hace opaca a la nube a la radiacin, disminuyndose bruscamente la luminosidad de la misma, esto eleva latemperatura en el interior disocindose por completo el H2, concluyendo as la fase de cada libre. Cuando la fragmentacinse encuentra en este punto, se le denomina Glbulo de Bart J.Book o Glbulo de Tackeray, y en su interior se habrformado una protoestrella. En esta fase, la mitad de la energaliberada, abandona la nube en forma de radiacin infrarroja, yla otra mitad va a calentar la nube (calentamiento por energade acrecin). Al final de esta fase la nube, experimenta unmximo de emisin de radiacin infrarroja que dura unoscuantos aos durante los que tendr un exceso IR de miles deveces la luminosidad del sol.Mientras mayor es la masa de la nube de gas, ms rpida es sucontraccin, por ejemplo, una nube cuya masa sea el 8% de lamasa solar (M ), tardara unos 800 millones de aos enconvertirse en una estrella estable, mientras que una con unamasa equivalente a 1 M , tardara solo 10 millones de aos. 3. A medida que la estrella se calienta, su radiacin trmica comienza a desplazarse haciainfrarrojo cercano, pero dependiendo de la masa que posea entrara en tres categoras diferentesde protoestrellas. Las de baja masa (entre 0,6 y 2 M ) futuras estrellas tipo sol G o M,denominadas T-Tauri, con lneas de emisin de H, CaII, y FeII, las cuales atraviesan una fasede fuerte prdida de masa en forma de flujo bipolar infrarrojo a velocidades supersnicas, estosimpactan el gas en su camino formando una envoltura ionizada, como en la imagen derechadonde se ven los chorros bipolares de una estrella T Taury en M42, obtenida por el CATLECHInstituto Tecnolgico deCalifornia, usando el HST.Hay ocasiones en que estos chorrosbipolares viajan miles de aos luzhasta encontrar una regin de gasdonde impactar ionizando la misma,estos comprimen el gas ocasionado su ionizacin, como lasemisiones bipolares de las T Taury son emanados de maneradiscontinua, la luminosidad del frente de choque varia, estosobjetos son conocidos como Herbig Haro HH, en la imagenizquierda del objeto HH 34 tambin en M42.Las estrellas en esta fase, pero con masas entre 2 y 9 M , sondenominadas Ae/Be Herbig, estrellas Herbig-Bell o estrellasHerbig de Emisin. Las siglas A y E corresponden al tipoespectral, y el sufijo e traduce que presenta fuertes y ntidas lneas de emisin en su espectro, habitualmente dehidrogeno H y del calcio K. Estas lneas provienen de un disco de material caliente que rodea a la estrella en formacin, ode una envoltura en expansin, la cual forma nebulosidades bastante brillantes. Estas se encuentran superpuestas sobre elespectro de la protoestrella, que por lo dems es un espectro normal. Un ejemplo bien conocido es R Coronae Borealis.Sus excesos IR son propios de estrellas con discos activos, se ha encontrado que la fraccin de estrellas con discos activos,ptimamente gruesos, es dependiente de la masa estelar, de manera que el disco evoluciona mucho ms rpido en estrellascon el rango de masa de las Ae/Be, en comparacin a estrellas de baja masa, como las estrellas T Tauri.La tercera categora son los Objetos Sub-Estelares. La masa solar (M ) es 1.047 veces la masa de Jpiter (MJ), si la nubeno tiene una masa superior a 0,0129 M = 13,61 MJ, el producto de su contraccin ser un planeta gaseoso tipo Jpiter, sila masa fuera mayor, la gravedad al cabo de 1.000.000 aos, alcanzara a forzara la temperatura en el ncleo a 100.000 K,a esta temperatura la agitacin trmica de los tomos desprende todos sus electrones convirtindose en Plasma, en este4to estado de la materia los ncleos atmicos estn disociados de los electrones, por tanto ocupan mucho menos espacioque los tomos y molculas enteros, pues un tomo con su corteza electrnica completa ocupa 50.000 veces ms volumenque el ncleo atmico desnudo, los choques entre los tomos a partir de esta temperatura son tan violentos, que vencen susfuerzas repulsivas dndose inicio a la primera fusin, la fusin del Deuterio (ver figura inferior), donde la Protoestrellaempieza a emitir radiacin en el infrarrojo aun mas cercano, que disminuye la contraccin gravitatoria.En la fusin del Deuterio, dos istopos diferentes deHidrogeno: 2H (Deuterio) + 1H (Prtio) el cual es el istopoms abundante del hidrgeno, se fusionan para formar untomo de Helio 3He, de esta reaccin se genera un Neutrino n,partcula sin carga la cual posee una masa mnima, casiindetectable, y un fotn g, partcula que se mueve a la velocidadde la luz y es parte de la energa generada en la reaccin, segnla ley de la conservacin de la energa de Albert Einstein. (Losistopos ms comunes del Helio son el 3He y 4He)Los tomos de un elemento qumico puede tener algunas variantes, enellas, la cantidad de Neutrones en su ncleo no coinciden con la cantidadde Protones, y aun permanece estable, esto puede hacer a un tomo maspesado o mas ligero, y con algunas propiedades distintas, sin embargopor tener la misma cantidad de electrones que de protones, es decir, igualcantidad de carga positiva que negativa, no deja de ser el mismoelemento, en la imagen izquierda los tres istopos del Hidrogeno. 4. Si la protoestrella no llega a tener una masa superior a0.061 M (65 MJ), no pasaran mas de 108 aos, para quese agote su deuterio, permaneciendo como EnanasMarrones o Caf, y las que rondan este limite, no superanen su juventud una temperatura superficial de 2.200 K, unpoco ms calientes que las estrellas viejas ms fras; estasse irn enfriando y condensando progresivamente en lamedida que se van haciendo ms viejas, no sobrepasandolos 723 K, si por el contrario la protoestrella supera esamasa, el colapso forzara la temperatura en su ncleo aalcanzar 1.000.000 K lo que dar inicio a otra reaccin defusin, adems de las del deuterio, es la del Litio 7Li, unmetal muy ligero con tres protones y cuatro neutrones enel ncleo, las enanas cafs, incluso enanas rojas de muypoca masa, no pueden lograr en sus ncleos fusionar ellitio, as que lo conservan para toda su vida. Esta reaccinconsiste en: 7 Li + 1H = 4He + 4He + g figura siguiente:Donde un tomo de Litio 7Li y 1 tomo de Hidrogeno H1 sefisionan en dos tomos de Helio (4He), o 6Li y 1H, se fusionan endos de Helio (3H y 4H), la energa de estas reacciones convertidaen calor, genera desde el ncleo una presin que comienza a obligaral gas de la nube a oponerse a la contraccin ocasionada por lagravedad, y la protoestrella se va calentando progresivamente,fusionando tambin Berilio y Boro en Helio, sin embargo se siguecontrayendo muy lentamente y hacindose mas luminosa.Si la protoestrella no supera una masa de 0,084 M (87,95 MJ),agotara su litio en unos 100 millones de aos permaneciendo en ellimite entre las Enanas Rojas y las Enanas Marrones.Los objetos Sub-Estelares debido a su reducida masa, no podrn elevar la temperatura de su ncleo para continuar conreaccionas mas intensas que las ya descritas, para convertirse en una estrellas. En la imagen inferior derecha la enanamarrn Glises 229B, esta es el objeto mas pequeo que orbita en torno a un centro de masas junto con la estrella principal.Si por el contrario, el objeto tiene por encima de0,084 M (87,95 MJ), despus de otros 20 30millones de aos de contraccin, alcanzara unapresin que elevara la temperatura en su ncleo aunos 10.000.000 K, lo que la transformara en unaverdadera estrella al entrar en la SecuenciaPrincipal, en esta fase el objeto va a generarelementos pesados a partir del hidrogeno, esteproceso es denominado: Nucleosntesis, y en el laestrella comienza a convertir hidrgeno en heliopor la lnea Critchfiel o Protn-Protn (PP), enesta cadena de reacciones el elemento msabundante de la nube (Hidrgeno istopo prtio)se convertir en la principal fuente energtica de laestrella, esta energa por ser mayor que la generadapor la fusin del litio, detendr la presin ejercidapor la contraccin gravitatoria, alcanzando laestrella la estabilidad entre presin de radiacin generada y colapso gravitatorio, esta estabilidad es conocida como:Equilibrio Hidrosttico, si la masa no supera 0.8 M (837,6 MJ) la estrella se mantendr quemando hidrogeno como unaEnana Roja, y debido a su baja gravedad -en relacin a estrellas masivas- el proceso de fusin ser muy lento durandomiles de millones de aos, incluso trillones de aos, permaneciendo en la secuencia principal mucho ms tiempo quecualquier otra estrella. En este momento la estrella emite radiacin desde su ncleo en todas las longitudes de onda porestar este en estado solido, esto se explica en el trabajo Introduccin a los Sistemas de Banda Ancha en Astronoma. 5. Si la estrella supera esta masa, tendra suficiente gravedad para generar una temperatura en su ncleo de 18.000.000K loque ocasiona la fusin del hidrogeno a travs del ciclo del C-N-O (Carbono-Nitrgeno-Oxigeno) o ciclo de Bethe-Weizsacker, en las estrellas de entre 0.8 y 3 M se dan los dos procesos, simultneamente, el ciclo CNO en el ncleo y elciclo Protn-Protn en las capas menos profundas, este ciclo ocurrir mientras dure el Hidrogeno, aqu el Carbn actacomo catalizador de la fusin de hidrogeno en helio pues al final del ciclo el mismo se regenera. Por encima de 2 M lagravedad comprime el ncleo hacindolo superar los 18.000.000 de K lo que pone el ciclo C-N-O por encima del cicloPP.En las imgenes inferiores, el Ciclo PP a la izquierda y en ciclo C-N-O a la derecha, es de este modo como el Soltransforma entre 570 y 640 millones de toneladas de hidrgeno en helio cada segundo, la masa resultante es un 1% menor,que la masa inicial, este pequeo porcentaje de materia faltante se ha convertido en energa (Fotones, Neutrinos, etc) y es elque ejerce la presin de radiacin en contra de la gravedad manteniendo el equilibrio hidrosttico de la estrella.En el equilibrio hidrosttico, la presin de radiacin genera una fuga constante de masa en forma de viento estelar cerca dela superficie de la estrella, por ser estas las capas menos densas, esta fuga se hace ms patente a partir de las 10 M , y sontan intensas en las estrellas supermasivas, que la masa que escapa de ellas llega a modificar substancialmente su masa total,dicha presin de radiacin es quien establece un lmite de masa para las estrellas de unas 120 M , ya que ms all de unas100 M , la presin fotnica es tan intensa que barre el material evitando que se acrete mas material a la estrella enformacin, de este modo las estrellas que se han formado con masas superiores a 75 M , son inestables, y en algnmomento colapsara todo o explotara todo, porque la contraccin gravitatoria no es compensada por la energa de la fusin,ni por los electrones de los ncleos atmicos.Al comenzar la ncleosntesis la estrella comienza a emitir radiacin en elptico, sin embargo se mantiene en la fase T Tauri de lneas dbiles TTLD(Imagen Derecha), ya que no han alcanzado el equilibrio hidrosttico, por esto subrillo es variable y muestran lneas espectrales de emisin por el gas fro el cualaun las envuelve, este luego comienza a ser despejado por el viento estelar.Mientras las estrellas tienen en su ncleo temperaturas inferiores a unos15.000.000 K poseen mucha Opacidad, es decir, poca transparencia a losFotones, as que los fotones generados en las reacciones no pueden escapar de laestrella libremente, porque tienen una energa menor que la de los electrones delos tomos que la constituyen, por lo que son absorbidos y reemitidos miles detrillones de veces antes de escapar de la misma (dispersin de Thomson). En elcaso de nuestro sol, la radiacin generada en su ncleo tarde aproximadamenteun milln de aos en salir a la superficie. Por encima de esta temperatura losfotones tienen energas similares a la de los electrones y encuentran mstransparencia en el medio (dispersin de Compton), as que a mayor masa,mayor presin en el ncleo, y mayor temperatura, por esto menor opacidad. Enel caso de las protoestrellas cuando su ncleo no posee temperaturas tan elevadasy hay poca transparencia, el calor es evacuado mediante transporte convectivo. 6. En este proceso el material ms caliente por tener menor densidad que el de su entorno, forma burbujas que se eleva hacialas capas superficiales mientras que el material ms fro por ser ms denso, desciende, esto aporta hidrogeno fresco alncleo de la estrella. En las estrellas de masa inferior a 0,3 M , como las enanas marrones y las enanas rojas mas pequeas,los procesos de conveccin mezclan el material desde sus ncleos con el de sus capas superficiales, en el caso de las enanasmarrones por no tener temperaturas suficientes para fusionar el litio en su ncleo, la conveccin esparce este elemento portoda la estrella, de manera que detectando su presencia en los anlisis espectrales (Test del Litio) se pueden distinguir delas enanas rojas que tambin son enteramente convectivas pero han fusionado su litio en las reacciones del ncleo,presentando mas bien una sobreabundancia de carbono en su atmsfera.Las estrellas con una masa superior a 1 M despus de haber iniciado las reacciones de fusin, tienen una opacidad tan bajaa la radiacin, que alrededor de su ncleo surgir una capa completamente transparente a los fotones donde se presenta lamencionada dispersin de Compton, esta capa es llamada Zona Radiativa, y a mayor distancia del ncleo su temperaturadisminuye hasta el punto en que se vuelve opaca a la radiacin, y el gas calentado al absorber los fotones presenta por elcontrario la dispersin de Thomson, a partir de esa zona, como se explico, el calor escapa por conveccin, por esto sedenomina Zona Convectiva. A partir de 1 M cuanto mayor sea la masa de la estrella, mayor ser la zona radiativa ymenor la zona conectiva en relacin al tamao de la estrella. De esta manera una estrella tpica se divide en ncleo, mantoy atmsfera. En el ncleo se producen las reacciones nucleares que generan su energa. El manto transporta dicha energahacia la superficie y segn cmo la transporte, por traspareca o por conveccin, se dividir en dos zonas: radiativa yconvectiva. Finalmente, la atmsfera es la parte ms superficial de las estrellas y la nica que es visible desde afuera.A las 1,5 M la cubierta convectiva prcticamente hadesaparecido y la estrella es casi totalmente radiativa. En lasestrellas que tiene por encima de 1,5 M al fusionar tambin elhidrgeno mediante el ciclo CNO, mucho ms dependiente de latemperatura que el ciclo PP, se desestabiliza la regin centraltornndose convectiva, esto provoca que la regin de produccinde energa se encuentre muy localizada en el centro. Cuantomayor sea la masa de la estrella a partir de aqu mayor ser elNcleo Convectivo. Aun as estos ncleos suelen ser bastantepequeos en relacin al tamao de la estrella. Entre la zonaradiativa y la conectiva se genera un roce, producto de la rotacin diferencial que mezcla el material de ambas regiones loque produce intensos campos magnticos en la estrella, esta zona presenta un dficit de helio y se denomina Tacoclina.La vida de algunas estrellas con regiones convectivas prximas al ncleopuede alargarse hasta en un 20% al aportarse hidrogeno a este,aumentndose la masa del futuro ncleo de helio hasta en un 30%. En laimagen derecha burbujas de hidrgeno (Supergrnulos) que despus deceder su energa a la fotosfera solar en forma de luz -por ser esta de nuevotransparente a los fotones debido a su baja presin- se enfran, y fluyendohacia los bordes de las burbujas vuelven a descender a las profundidades.Cada una tiene tamaos tpicos de unos 1.000 km de dimetro. En lasestrellas masivas dado que su zona convectiva no penetra hasta el ncleo,no se mezcla el material de este con el de sus capas externas, y susespectros a no estar contaminados, muestran una composicin superficialigual a la que tena la nube que la form. Esto se evidencia en estrellas demasas similares o mayores que la del Sol donde el litio permanece en susatmsferas ya que la conveccin no logra penetrar hasta el ncleo.A lo largo de la fase en el que la estrella mantiene su equilibrio hidrosttico, el Hidrgeno H se ha transformado en HelioHe, acumulndose en el ncleo, y la fusin de hidrgeno slo puede continuar en una capa alrededor de este ncleo dehelio. En este momento alrededor del 10% del hidrogeno total de la estrella se ha consumido, entonces no se producesuficiente energa para contrarrestar la gravedad y las capas superficiales comprimen de nuevo el ncleo, aumentando unavez mas la temperatura en su interior, hacindolo llegar a mas de 100.000.000K, lo que desencadena un nuevo proceso, elTriple Alfa o ciclo Sal-Peter, donde se fusionan dos tomos de Helio en uno de Berilio, y este a su vez se fusiona con otrode helio para formar Carbono (C12) + , y C12+ He4= O16+ , estas transformaciones producen energa nueva que detienede nuevo la contraccin del ncleo y proporciona un nuevo sustento a la estrella, este ciclo dura menos que la fusin delhidrogeno (alrededor de 1 milln de aos para una estrella de 10M ), sin embargo, durante esta fase, el exceso deproduccin de energa supera la gravedad, lo que hace expandir las capas ms externas de la estrella, aumentando en 7. mucho sus dimensiones y convirtindose en una Gigante Roja, con un dimetro que puede llegar a ser hasta 300 veces eldel Sol, y acabando con una masa final muy inferior a la original, al arrojar hacia el espacio sus envolturas mssuperficiales debido a la altsima presin de radiacin causado por el proceso Triple Alfa. Para las estrellas ms masivaseste efecto es importante desde el principio ya que pueden expulsar en forma de viento estelar ms del 90% de su masa.Una estrella con una masa inicial de 6M habr perdido despus de la fase de gigante roja, unas 4,6 M , la fusin semantendr solo en la capa de helio que envuelve al ncleo de carbono, ya que para ocurrir la fusin de este elemento senecesitan de temperaturas superiores, cuando la estrella ya no produce suficiente energa para contrarrestar la contraccingravitatoria se rompe de nuevo el equilibrio, y se precipitan una vez mas las capas externas sobre el ncleo, este episodiofinal a la fase de gigante roja, es mantenido de manera cclica durante aproximadamente un milln de aos por las estrellasde entre 3 y 15 M , a estas se les denomina Variables Cefidas, en ellas el colapso de sus capas superficiales, aumenta latemperatura y presin en el interior, detenindose la contraccin, la capa de helio alrededor del ncleo reacciona generandoradiacin la cual no puede escapar, por lo que la estrella comienza a hincharse expandindose para dejar escapar estaradiacin, esta va a aumentar su brillo, al dilatarse, sus capas mas externas se enfran y pierde luminosidad. Por esto en lasvariables Cefidas su luminosidad es mxima cuando el radio es mnimo, y viceversa, la variacin de su tamao oscilaentre un 5 y 10%. Las estrellas ms masivas por tener un mayor tamao toman ms tiempo en dilatarse, as que susperiodos de pulsacin son ms largos.Si la estrella no cuenta con una masa inicial mayor a 4M , no seria lo suficientemente pesada para generar en el ncleo lafusin del Carbono, y no habr presin de radiacin que detenga el colapso, as que este continuara hasta que los tomos enel ncleo estelar no pueden acercarse ms unos a otros, pues violaran el Principio de Exclusin de Pauli, el cual nopermite que los electrones ocupen una misma orbita por encima de la capacidad electrnica de la misma, ya que seexcluiran mutuamente repelindose, por esto los electrones de los tomos apretujados unos con otros en los nivelesinferiores de energa, al ser obligados a desplazarse a otro nivel de energa mas all de el primer orbital, salen de sus orbitasy forman un mar de electrones libres que se mueven al azar entre los ncleos atmicos por no poder estar en reposo, pueslas cargas opuestas se repelen. A esta sopa de ncleos atmicos y electrones libres a alta densidad se le conoce comoMateria Degenerada. Mientras esto pasa en el ncleo, las capas superficiales chocan contra este ncleo degenerado yrebotan hacia el espacio perdindose un 40% de la masa de la estrella, con lo que se forma una nebulosa planetaria, quepuede alcanzar medidas tpicas de alrededor de 10.000 UA, mantenindose visibles durante aproximadamente 50.000 aosantes de despejarse en el espacio, sin embargo despus de pocos meses de la expulsin de dichas capas, es visible laestrella Enana Blanca remanente, muy azulada debido a que se encuentra an muy caliente (para la estrella central de lanebulosa M57 se ha calculado un temperatura de alrededor de 117.000 K). El enfriamiento de una enana blanca duramiles de millones de aos, producto de la conduccin hacia la superficie de la energa trmica residual que se encuentraalmacenada en el interior del ncleo, donde ya no ocurren reacciones, el gas degenerado que la constituye, puede enfriarsea lo largo de millones de aos, pero la estrella no se contraer mas, por que la presin de los electrones libres lo impide,manteniendo el equilibrio de la estrella por no poder comprimirse mas. De esta manera, una estrella como nuestro soltermina su vida comprimida en una esfera de un tamao casi como el de la Tierra, con una densidad de aproximadamente,una tonelada por centmetro cbico, al final de su enfriamiento pasa del color blanco al amarillo; y luego al pardo parafinalmente terminar como una Enana Negra.Las estrellas que conservaran despus de la fase de gigante roja una masa superior a al Lmite de Chandrasekhar 1,44M , al acabarse la presin de radiacin del proceso triple alfa, generaran una presin en el ncleo de (240 kg/cm3), queaumentara la temperatura en el mismo a 600.000.000K, inicindose la fusin del Carbono en Oxigeno (O16) Nen (Ne20)y Magnesio (Mg), -este ciclo dura aun menos, alrededor de 10 mil aos para una estrella con 10M -, al terminarse lafusin del carbn, el nuevo colapso debe generar una presin de (3.400 kg/cm3) para elevar la temperatura en el ncleo a1.200.000.000K, como toda reaccin nuclear emite una cantidad de fotones creados por liberacin de energa trmica yradiacin -que crece con la cuarta potencia de la temperatura (ley de Planck)-, los fotones radiados a esta temperatura sontan energticos que fisionan (dividen) el Nen en Oxigeno ( + Ne20= O16+ He4+ ), a esta fisin causada por fotones dealta energa se conoce como Fotodesintegracion o proceso p proceso gamma, este Helio producido se fusiona tambincon otros tomos de Nen para formar Magnesio (He4+ Ne20= Mg24+ ) de este modo desaparece el Nen mientras seincrementa el oxigeno y el magnesio, este ciclo dura unos 12 aos, luego al terminarse este proceso el ncleo se comprimea (7.400 Kg/cm3) elevndose la temperatura a 1.500.000.000K lo que inicia la fusin del Oxigeno (O16) en Silicio (Si28-30), Azufre (S34), Calcio (Ca42), y Titanio (Ti46) en un ciclo que dura solo unos 4 aos, despus de este ciclo solo estrellascon una masa inicial de 9M , comprimiran el ncleo a (35.500 kg/cm3) lo que aumenta su temperatura a2.700.000.000K, y se fotodesintegra el Silicio (Si28) en (Si27) o (Mg24) emitindose gran cantidad de protones y neutronesque son recapturados por los tomos ms pesados para formar Hierro (Fe), al alcanzarse mayor temperatura tambin el 8. Silicio (Si28) se fusiona en Nquel (Ni56), que se degrada a travs del (Co56) en Hierro (Fe56), y el S (Azufre), en Ca(Calcio), Ti (Titanio), Va (Vanadio), Cr (Cromo), Mn (Manganeso), y Hierro (Fe56).Es as como todas las reacciones de este ltimo ciclo van a obtener como producto finalla formacin de hierro, por este motivo este ciclo no dura mas de una semana, ya que alseguirse produciendo hierro en la capa alrededor del ncleo, la masa del mismoaumenta hasta al lmite de Chandrasekhar 1,44 M , alcanzando un radio de 3.500kilmetros y una densidad de 20 toneladas por cm3, lo que vencerse la presin de loselectrones degenerados y dicho ncleo colapsa elevndose la temperatura a3.000.000.000K, la fusin de tomos mas pesados que el hierro en elementos maspesados no libera energa sino que consume energa, lo que enfra la estrella por laabsorcin de energa, esto detiene la fusin del hierro y la presin de radiacin generadaen el ncleo se detiene sbitamente colapsando las capas que se encuentran alrededordel ncleo de la estrella sobre el este. por otro lado, los Nucleones (protones yneutrones) en los ncleos atmicos se mantienen unidos por la interaccin nuclearfuerte, al aumentar la cantidad de protones en los tomos mas all del hierro aumenta lafuerza electromagntica que los repele por tener estos cargas iguales, pero no aumentala fuerza fuerte que los mantiene unidos porque esta es de corto alcance, as que unnuclen se ve muy influenciado por los nucleones mas cercanos, pero menosinfluenciado por los mas distantes, por ende, a medida que los tomos son mas pesadosque el hierro es mas fcil fisionarlos (dividirlos), y es as como la emisin de fotones detan alta energa que se generan mas all de estas temperaturas fisionan por foto-desintegracin los tomos de hierro en partculas alfa y neutrones (Fe 56+ = 13 He4+4 n), estas partculas son, a su vez, destruidas por otros fotones (He4+ = 2 p + 2 n)generndose una avalancha de neutrones en el centro de la estrella. Estas reacciones nodetienen el colapso y se siguen generando neutrones, lo que enfra y disminuye lapresin de radiacin acelerndose el proceso, y los tomos de hierro capturan neutrones y protones proceso-r yproceso-rp respectivamente, transformndose este en elementos ms pesados. Las capas adyacentes comienzan a caersobre el ncleo fotodesintegrndose por los fotones de alta energa en ms neutrones y protones continuando los procesosde captura de protones y neutrones, esta presin obliga a los electrones degenerados a caer sobre los ncleos atmicosreaccionando con los protones para formar mas neutrones (p + e-= n + ve) proceso conocido como Captura deElectrones y en un lapso cercano a un segundo, este ncleo de hierro con un tamao de la mitad del dimetro de la Tierrase convierte en una estrella de neutrones de unos 10 Km de dimetro, a la vez que las capas mas superficiales y menosdensas de la estrella, se desploman hacia el ncleo rebotando contra el flujo de Neutrinos generados por el proceso yadescrito, producindose una explosin (Supernova) que las expulsa al espacio, liberndose en uno o dos meses toda laenerga que quedaba en su interior, formndose de igual manera una nebulosa planetaria.Si la masa del ncleo en colapso es entre (1,5 y 2,5) M , los propios neutrones frenan el colapso, la densidad de la materiaen esta Estrella de Neutrones remanente, seria tal que una cucharada de materia pesara igual que el planeta tierra. Si lamasa del ncleo fuera mayor, la gravedad comprimira la materia del ncleo aun ms y se rompera la fuerza que une a losQuarks a travs de los Glunes para formar neutrones, resultando como remanente de la explosin, una Estrella deQuarks formada por lo que se denomina Plasma de Quarks-Glunes. Pero si la masa total de la estrella para estemomento fuese mayor a 20 M , su peso comprimira la materia del ncleo en tal proporcin, que se descompondran losquarks en un estado de singularidad de la materia (Agujero Negro) con una gravedad tal, que todo lo que se acerque a eldespus del limite de Schwarzschild (Horizonte de los Sucesos), no podra escapar a su gravedad, incluso la luz. Paraestrellas de masa mayor a 40 o 50 M , no hay supernova sino una implosin completa en las que el agujero negro que seforma en el colapso, engulle todo antes de que la explosin pueda salir.Supernovas (SN) y Novas (N)Ambos fenmenos son explosiones de estrellas al final de sus vidas, las Supernovas, a las que actualmente se les da ladesignacin de (SN), se dividen segn su naturaleza en dos categoras, comenzaremos con las de Tipo II, que son lacontinuacin del ciclo que venimos narrando. Estas se producen cuando se acaba el ciclo de ncleosntesis de estrellas queposean una masa inicial superior a 9M , y su ncleo colapsa por no poder fusionar hierro, esto ocasiona que la estrellaexplote producindose una onda de choque, que causa reacciones de fusin que transforman el Silicio y el Azufre de lascapas mas prximas al ncleo, en Nquel, Cobalto y Hierro. Unas horas despus de la explosin la onda de choque llega aEl agotamiento del elemento enel ncleo, contraccin y fusinde un elemento ms pesado,genera una estructura de capas,donde el elemento ms pesadose fusiona en el ncleo, y losms livianos se fusionan encapas ms superficiales dondelas temperaturas y presiones sonmenores. 9. la superficie de la estrella, generando una temperatura superficial de unos 200.000K, y arrojando esas capas superficialesal exterior a unos 15.000 Km/seg, permitiendo ver la radiacin de ms adentro, en su mayor parte luz proviene de laenerga liberada por la descomposicin radioactiva del cobalto y el nquel producidos durante la explosin.Las SN Tipo II, se subdividen a su vez en tres subclases, la primera de ellas: II-P, (de Plateau), donde despus de laexplosin, su brillo se mantiene casi de manera constante "Meseta" unos 2-3 meses antes de debilitarse, esto se debe a queposeen una gran envoltura de hidrgeno, esta cual atrapa la energa en forma de rayos gama producida en la explosin, paraluego liberarla lentamente, en forma de luz visible. Las II-L (de Lineal) son ms raras, en ellas su brillo disminuye muchoms rpidamente desde el pico inicial Decrecimiento Lineal esto es la consecuencia de poseer envolturas de hidrogenomucho menores, por lo que convierten menor cantidad de rayos gamma en luz visible. Las IIb presentan un doble mximoen su brillo, se piensa que son el resultado de estrellas masivas que han perdido casi toda su envoltura de hidrogeno,aunque no toda, antes de explotar, su segundo pico se produce unas pocas semanas despus de la explosin inicial, pues enlos restos de la supernova, el Nquel Ni56(28p 28n) por la captura de un electrn decae a Cobalto Co56(27p 29n) en 6,077das, este Cobalto a su vez decae a Hierro Fe56(26p 30n) a los 77 das por la captura de otro electrn.Las SN tipo II, carecen de hidrogeno en su espectro, pero tiene lneas de silicio, estas ocurren en estrellas jvenes de lapoblacin I, por tanto estn concentradas en los discos de las galaxias espirales. Algunas estrellas excepcionalmentegrandes pueden producir al extinguirse un tipo terico de explosin, conocido como "Hipernova".La otra clase de supernovas son las SN Tipo I, las cuales se originan en sistemas estelares dobles, estas al igual que las tipoII, tambin se subdividen en tres categoras. La primera Ia: se presenta en escenarios donde la estrella menos masiva delsistema se mantiene en la secuencia principal, mientras que la compaera mas masiva pasa primero a la fase de giganteroja, inflndose hasta que se extiende ms all de su esfera de dominio gravitacional (Lbulo de Roche) y entra en el de sucompaera y el hidrogeno de sus capas mas externas y menos cohesionadas, es capturado por la gravedad de la compaera.Este flujo de hidrgeno puede precipitarse tan rpidamente sobre la compaera, que gran parte de el se escapa formandouna nube que envuelve a ambas estrellas, esto frena sus orbitas, y la distancia entre las dos estrellas se estrecha, sumovimiento orbital crea un efecto de batidora que enva la mayor parte de ste material, fuera del sistema. Luego lagigante roja evoluciona a enana blanca, mientras que su compaera que todava se encuentra en la secuencia principal,contiene el nico hidrgeno del sistema. Con el tiempo, la estrella que todava est en la secuencia principal alcanza la fasede gigante roja, expandiendo sus capas de hidrgeno, y el ciclo empieza de nuevo pero a la inversa, el hidrgeno atradopor la alta gravedad de la enana blanca, escapa de la estrella gigante roja dejando su ncleo de helio al descubierto, a la vezque se forma otra envoltura comn para las dos estrellas. Este gas frena de nuevo sus orbitas, acercndolas aun mas, y denuevo sus movimientos orbitales combinados alejan la mayor parte de la envoltura, despojando completamente al sistemade hidrgeno. Sin embargo, la mayor gravedad generada por la enana blanca, sigue atrayendo materia de la estrella enevolucin, la cual es asimilado por la misma, hasta el momento en que su masa excede el lmite de Chandrasekhar 1,44M ,y los electrones degenerados ya no son capaces de sostener los ncleos de carbono colapsndose la estrella y provocandouna presin en el ncleo de Carbono y Oxgeno degenerado, lo que desencadena la fusin del Carbono desde el centrohacia fuera producindose una poderosa onda de choque que destruye la estrella, expulsando toda su masa al espacio, altener la estrella poco hidrgeno en su superficie, ste se ioniza volvindose transparente e indetectable, por este motivo susespectros no presentan Hidrgeno ni Helio, y presentan en cambio una lnea de Silicio en el espectro de emisin producidoen la explosin. En esta se produce mucho nquel cuya desintegracin domina el pico de la curva. La energa liberada, paraestas supernovas es siempre la misma, porque el lmite de Chandrasekhar marca la masa crtica para la fusin del carbono,por esto las SN Ia explotan siempre con igual intensidad, alcanzando magnitudes absolutas de -19, por esto se pueden usarpara la medicin de sus distancias, en las galaxias que las contienen. El ncleo remanente de la estrella enana blanca seconvierte en una estrella de neutrones.Las SN tipo Ib e Ic, se piensa que son el resultado del colapso de los ncleos de estrellas masivas (WR en el caso de las Ib)que han perdido sus envolturas externas (de hidrgeno para las Ib, e hidrgeno y helio para las Ic), por causa del vientoestelar o por la transferencia de la masa a la estrella compaera del sistema binario. A pesar de su clasificacin, las SN tipoIb e Ic estn mas relacionadas con las SN tipo II que con las de tipo I. Las supernovas tipo I, ocurren en las estrellas viejasde la poblacin II, ya que se encuentran en las galaxias elpticas y en los halos de las espirales, con magnitudes absolutasde -17,5, y tienen rangos menos amplios de magnitudes en el pico.Hay SN tipo I, como la SNLS-03D3bb la cual acret 50% ms materia por encima del lmite de Chandrasekhar, sepropone que esa estrella tenga una rotacin muy rpida, o que en vez de una enana blanca sean dos, que han colisionado.La idea implica un par binario de enanas blancas, una de las cuales est hecha primariamente de helio que est siendolentamente absorbido por su compaera. Cuando el helio se acumula en la superficie de la enana blanca principal, unaexplosin sucede cuando alimenta una dbil y breve explosin supernova. 10. Los remanentes de supernova pueden clasificarse en Remanentes conEnvoltura, y Plerines, estos ltimos tienden a ser remanentesrelativamente jvenes, donde en el producto de la supernova se formo unaestrella de neutrones giratoria (Pulsar), cuya emisin de energa bipolarhace brillar las regiones centrales por radiacin sincrotrn, vindose brillartanto la envoltura en expansin, como la regin central de la nebulosa, tales el caso de la nebulosa del cangrejo imagen derecha. Las Novas (N)tienen una naturaleza similar a las supernovas tipo I, en estas, el hidrgenoes absorbido ms lentamente por la enana blanca desencadenndose unareaccin de fusin del hidrogeno acumulado en la superficie antes de quela masa total alcance el lmite de Chandrasekhar, por esto la explosin esde menor intensidad al no haber el colapso del ncleo.De este modo,las supernovasllegan a una M(Magnitud Absoluta) de entre 17,5 y 19, lo cual representauna luminosidad 25.000 veces mayor, ganando un promedio de22 magnitudes por encima, quedando esta multiplicada unas1000 millones de veces, muestra de ello es la imagen izquierda dela Supernova Sn 1999em, en la galaxia NGC 1637, sin embargola luminosidad ptica representa solo el 0,01 % de la energaliberada en la explosin. La mayor parte de la energa emerge enforma de neutrinos.Las Novas (N) por su parte, no suele superar una M de 7. Comoya vimos, los elementos mas pesados que el hierro se formandurante las supernovas, sin embargo, estas no bastan para explicarcomo se forman elementos tan pesados como el Oro, el Platino oel Uranio, hoy se cree que es debido al choque de estrellas deneutrones, eventos cuyo nivel energtico seria tan alto que incluso formaran algunos elementos transurnicos que mastarde decaen.La SN 1987A fueproducto de laexplosin de laestrella Spergigante Azul B3Sanduleak -69202a a 168.000aos luz en laNebulosaTarntula de laNube mayor deMagallanes.Kwong-SangCheng de laUniversidad deHong Kong y suscolegas hanaportadoevidencias de queuna estrella dequarks se formcomo producto deesta explosin 11. La Formacin Estelar a Gran EscalaPara hablar del nacimiento de estrellas a gran escala, debemos referirnos al trmino starbursts (brote de formacin estelar)el cual evolucion de la frase Flashing Galaxies, que hacia referencia al aumento en la luminosidad de regiones H IIextragalcticas debido a un incremento en la formacin de estrellas masivas. Los starbursts de estrellas masivas y susregiones H II asociadas, se los reconoce por tener colores azules, lneas de emisin nebulares intensas, y (si contiene polvo)una alta luminosidad en el IR lejano, esto se debe a que dichas estrellas masivas todava estn envueltas por nubes de polvoy gas de las que se formaron, su alta emisin en el UV, calienta las partculas de polvo de la nube y estas reemiten laenerga en el IR lejano. En la imagen inferior la galaxia M 101 en el CIR (infrarrojo cercano), las regiones de formacinestelar H II se ven el color violeta, en esta composicin de falso color en el IR capturada por el Telescopio Spitzer.En la mayora de las galaxias "starbust", el aumento enlos nacimientos de estrellas se presenta debido a quedos galaxias colisionan y se unen, o cuando las dosestn muy cercanas entre s y su atraccin gravitacionalmutua, causa una inmensa agitacin del polvo y el gas,ocasionando una explosin en el nacimiento deestrellas. Estos escenarios forzan la aparicin desupernovas, debido a la creacin de estrellas masivaslas cuales mueren rpidamente y estallan. En estesentido, existen varios entornos donde se puedenpresentar starbursts: galaxias enanas, en las que slo seobserva el starburst, ncleos de galaxias, galaxiasirregulares ricas en gas, galaxias en colisin o regionesH II gigantes localizadas en brazos espirales.Los espectros integrados de las galaxias starburst,muestran en todos los casos que estn dominados poruna poblacin estelar joven, pues se observan lneas de absorcin en el UV. Terlevich (1997) propone considerar lassiguientes tres fases de starbursts:Fase Nebular: Se caracteriza por la presencia de lneas de emisin muy intensas provenientes de la ionizacin del gas porlas estrellas masivas. El ancho equivalente del H es mayor que 10 nm, lo que corresponde a un starburst de < 10 Ma.Fase Temprana: Se caracteriza por la presencia de lneas de emisin dbiles salvo las de H, y de lneas de absorcin deBalmer intensas. El ancho equivalente de H < 10 nm, lo que equivale a una edad del starburst de entre 10 y 100 Ma.Fase Tarda: El espectro se caracteriza por lneas de absorcin de Balmer. Estos starbursts tienen varios cientos demillones de aos y hasta 1000 Ma.El astrnomo aficionado puede realizar estudios de este tipo de regiones aprovechando la sensibilidad al NIR de las CCDsen los Starbursts mas accesibles a sus instrumentos, los mas importantes dentro de nuestra galaxia son: El cmulo abiertoWesterlund 1, localizado en la constelacin Ara a una distancia entre 2 y 5 kpc (6.520 y 16.300 al), este se encuentraubicado detrs de una inmensa nube de gas y polvo que bloquea la mayor parte de la luz visible, se han identificadonumerosas estrellas WR en su estructura. El segundo es, W 49, una de las regiones ms activas en cuanto a formacinestelar en la Galaxia la cual es una nube molecular gigante con una masa estimada de 106Mo localizada a unos 11.4 kpc(37.164 al) de distancia.El ms importante Starbursts extragalctico, es 30 Dor, en la Nube Mayor de Magallanes, en esta supergigante regin HII denominada N157, y sus alrededores, se est desarrollando la mayor parte de la formacin estelar masiva de la NubeMayor, la fuente de ionizacin principal de la nebulosa es un cmulo compuesto por estrellas de tipo O muy tempranas, elobjeto central R136, es el ncleo del cmulo ionizante y est compuesto de muchas estrellas brillantes. La segunda reginH II ms grande de la Nube Mayor de Magallanes luego de 30 Dor, es el complejo nebular N 11, se ubica en el extremoopuesto de la barra que caracteriza a esta galaxia irregular. Este complejo consiste de una cavidad principal rodeada denueve complejos nebulares de diversos tamaos. El estudio de objetos cercanos y bien resueltos nos permite entender lanaturaleza de objetos ms alejados y poco resueltos. 12. El Estudio y Clasificacin de las Estrellas segn sus Caractersticas FsicasCuando hacemos pasar la luz a travs de un prisma o unelemento que la disperse, esta se descomponen en losdiferentes colores que la conforman, los cuales tienenlongitudes de onda diferente, estos por tener un ndice derefraccin distinto para cada matiz de color (longitud deonda) no se refractan en la misma medida, por lo tanto, lostonos del lado azul se refractan menos que los del lado rojo,esto permite que se extiendan todos los colores que laconforman en un continuo de matices desde el azul hasta elrojo al que llamamos espectro (imagen derecha), pero yaque en la atmsfera de la estrella, existe la presencia dediferentes elementos vaporizados por las altas temperaturas,estos absorben parte de la luz del espectro continuoBlanketing, observndose las delgadas lneas oscuras(Lneas de Absorcin), las lneas de absorcin slo seproducen en la atmsfera estelar, as que slo daninformacin acerca de la composicin qumica de laatmsfera. El estudio de los espectros (Espectroscopia),nos permite saber la edad de la estrella y su caminoevolutivo, ya que a medida que la estrella envejece, afusionado elementos ms pesados, y es de este modo comosabemos la edad de la estrella segn el ndice demetalicidad, es decir, la abundancia de metales presentes enla misma. La observacin del espectro de supernovas detipo I se caracteriza por no mostrar rasgos de existencia dehidrgeno, las supernovas de tipo II que comportanhidrgeno, se dan en regiones de estrellas jvenes, como enlos brazos de galaxias espirales. En las reacciones nuclearesque ocurren en un evento de supernova del tipo I se puedenproducir cantidades considerables de elementos pesados. Elcarbono C12 se transmuta en O16 (oxgeno 16), luego sepueden fusionar para formar Si28 (silicio 28), y luego dosncleos de silicio pueden formar Ni56 (nquel 56).Ya desde 1885, los investigadores delObservatorio de Harvard (EE.UU) habancomenzado un detallado informe sobre losespectros de las estrellas. Producto de esto, es eldiagrama de Hertzprung-Russel (H-R), el cualagrupa las estrellas segn su Temperatura en eleje horizontal, y en el vertical su MagnitudAbsoluta, que es el brillo que tendra una estrellasi se la observara desde 10 parsecs de distancia,para compararlas todas puestas a una mismadistancia, (un parsec corresponde a 3,26 aos luz)es notoria una banda que lo atraviesa en diagonal.Se trata de la secuencia principal, donde selocalizan como se menciono, las estrellas durantela fase de su vida donde fusionan Hidrogeno. Laparte inferior de la secuencia principaldenominada ZAMS (Zero Age Main Sequence)corresponde al punto donde las estrellas 13. comienzan a consumir Hidrogeno, con el transcurso de los aos estediagrama fue completado y mejorado reordenndose los tiposespectrales desde la mayor a la menor temperatura, de la siguientemanera: la clase P se refiere a las nebulosas planetarias y la Q, a lasnovas. La clasificacin espectral ms utilizada es la Morgan-Keenan (M-K).Las estrellas como se vio en su evolucin, se mueven durante suvida a travs del diagrama H-R, el tiempo que pasen en la secuencia principal varia segn su masa, y a medida queconsumen su combustible se modifica la cadena de reacciones en el ncleo y su tamao, lo que afecta su temperaturasuperficial, y por tanto tambin su magnitud absoluta, al terminar de consumir el Hidrogeno salen de la secuencia principal,as que el grado de evolucin determina su tipo espectral, de lo que se desprenden las siguientes categoras:Para indicar el grado de ionizacin de un elemento, se coloca un superndice despus de su smbolo, el cual indica su carganeta, por ejemplo Fe2+ (Hierro doblemente Ionizado), sin embargo en astronoma se usa comnmente nmeros romanospara indicar la ionizacin de los elementos presentes en cada tipo de estrella, siendo I neutro, II ionizado una vez, IIIionizado dos veces, etc. El nmero de tomos presentes de un cierto elemento es proporcional a la intensidad de las lneasde absorcin, y cada tipo espectral tiene nueve distinciones antes de pasar al siguiente tipo, por ejemplo: W2, W1, W0, O9,O8, O7 etc. el orden de los tipos en la tabla siguiente se encuentra desde las estrellas mas calientas WR (Wolf Rayet) hastalas mas fras T (Enanas Marrones).TipoEspectralColor yAbundanciaTemperatura K Caractersticas y ComposicinW Violeta1 %50.000 -35.000 KEstrellas ultra calientes (Wolf-Rayet) con espectro continuo msintenso en el violeta que el de las estrellas O, se clasifican en dosgrupos, WC ciclo del carbn (prototipos: V1042 Cygni, Gamma2Velorum), y WN ciclo del nitrgeno (prototipos: V1676 Cygni, V1770Cygni), se distinguen de todas las otras estrellas por la presencia delneas de emisin anchas e intensas, producidas por elementos muyionizados, como el N III-IV-V, C II-III-IV-V, O II, He II.OAzul1 % 40.000 - 25.000 KFuerte ultravioleta contino, ocasionalmente lneas de emisin dbiles.Muestran mltiples tomos altamente ionizados, especialmente He IIdeclinado, He III, C III, N III, O II-III, Si IV declinado, Si V. Lneasde Balmer H moderadas o relativamente dbiles. Las lneas de helioatmico e ionizado se presentan intensas.BBlanco Azul3 % 25.000 - 11.000 KSon observables lneas de O II, Si III, declinando Si II y aumentandoMg II. Aparece intensa la lnea del He I alcanzando su mximo en B2.Sigue habiendo pocas lneas de emisin, C III, 4650 mximo en B0,La lnea de He II desaparece en B3, Lneas de Balmer H aumentan suintensidad de B2 a B9 mas fuertes que en las de tipo O. Las lneas dehelio atmico aparecen intensas, pero decrecen de B2 a B9.ABlanco Azul2 % 11.000 - 7.500 KEl Mg II va disminuyendo. Las lneas de balmer H I dominan,alcanzando su intensidad mxima en A0. El He I no es visible.Comienzan a aparecer las lneas de los metales neutros. La lnea K delCa II 3934 aumenta; comienzan a aparecer lneas metalizadas en lostipos A tardos. HI ausente; H al mximo; Si II intensos; Fe II, Ti IIdbiles; He muestra lneas dbiles.FBlancas10 %7.500 - 6.000 KLas Lneas de Balmer HI ms dbiles que en tipo A disminuyen enintensidad hacia F9 pero aumentan en cantidad. Las lneas de metalesionizados y neutros aumentan, especialmente Fe I-II. Mg I, V, St, Cr,Ni II. Ti II alcanzan su mximo en A5; Las lneas H y K del Ca II sonlas ms intensas del espectro, y Empiezan a aparecer la lnea del Ca I 4227. Banda G del CH empieza a aparecer en F2; en F5 empieza averse continua. 14. GBlancoAmarillas16 %6.000 - 5.000 KLa intensidad de las lneas de los metales neutros aumentan, mientrasque disminuyen las del hidrogeno H I. H y K del Ca II aumentando.Ca I 4227 aumentando. Banda G en aumento.KNaranja37 % 5.000 - 3.500 KEl espectro est dominado por las lneas de metales ionizados yneutros. Bandas moleculares de xido de titanio OTi y calcio. H y Kdel Ca II mximo en K0. Ca I 4227 aumentando. En K5 la banda Gse vuelve a resolver en lneas, con un mximo alrededor de K0.Aparecen bandas de molculas, como el ciangeno CN que puede o noestar presente.MM0-M2 (Ma)M3-M5 (Mb)M6-10 (Mc)Rojo7 % 3.500 - 3.000 KSon visibles varias lneas fuertes de metales neutros, Ca I 4227 apartir de (Ma) es la lnea de absorcin ms intensa, tambin aparecenfuertes bandas de otros elementos combinados (Bandas Moleculares)principalmente oxido de titanio (OTi), mas all de (Mb) las lneas deabsorcin del OTi son muy severas, y se dificulta observar el espectrocontinuo, a partir de (Mb) Banda G del CH.C Rojo 5.000 - 3.000 KEstrellas gigantes tipo G, K y M con abundancia de Carbono, muyrojas ya que los compuestos de carbono absorben las longitudes deonda azules, en estas el TiO se ve reemplazado por compuestos comoCO monxido de carbono, C2 4237 y 4383, CH, y bastante dbil CN4216. Fuertes bandas de absorcin de carbono y cianuro. Na I (D) yCa I 4227 bastante intensas.SRojo> 3.200 KEstrellas gigantes rojas paralelas a las clase M que tambin presentanms carbono que las gigantes normales y donde las bandas de TiOaparece muy dbil o ausentes siendo reemplazadas por las del oxido deZirconio ZrO, Lantano LaO e Itrio YO, tambin presentan bario, ytomos neutros como en K, M.Existen clases intermedias como MS y SC de acuerdo a la abundanciade los elementos descriptos.L 2.000 - 1.200 KRepresentadas por las Enanas Rojas ms fras y por las EnanasMarrones ms calientes. Presentan dbiles bandas en absorcin deOxido de Vanadio (VO) como las M mas fras, alcanzando un mximoen L0, el TiO decrece en abundancia hasta casi desaparecer en L7. Lasenanas marrones se mantienen debido a la fusin del deuterio y por sucontraccin gravitatoria con Magnitudes absolutas entre 18 y 24. Lasenanas cafs del tipo espectral L, se ubican en la regin roja delespectro ptico, presentando una dbil presencia de xidos metlicos(TiO, VO) pero se incrementan las bandas de hidruros metlicos:hidruro de hierro (FeH), hidruro de cromo (CrH), hidruro de magnesio(MgH), e hidruro de calcio (CaH), Las lneas de metales alcalinos,especialmente Potasio (NaI), calcio (KI), cesio (CsI), rubidio (RbI). sehacen muy fuertes a medida que baja la temperatura. En enanas muymarrones (lneas de absorcin de litio (Li)). Se piensa, que las enanasdel tipo L sean una mezcla de estrellas de baja masa y de objetossubestelares (enanas cafs); prototipo GD 165BT 1.200 - 750 KSe trata de Enanas Marrones que debido a su baja temperatura poseenbrillos extremadamente bajos en el ptico, siendo solo visibles conclaridad en el infrarrojo. Su espectro ptico esta dominado por lneas desegundo orden K, I y Na I ensanchadas por la presin, se encuentrandominadas por fuertes bandas de cuatro molculas: Metano (CH4)como los planetas gigantes, Agua (H2O), Hidrogeno Molecular (H2), ytambin Hidruro de Hierro (FeH) en las enanas T mas calientes. Se venlneas de segundo orden K, I en la banda J. Lneas cesio CsI. prototipoGliese 229B 15. A continuacin otras designaciones para sealar otros aspectos especficos en los espectros estelares:Enanas BlancasDA solo HDB solo HeDC Solo continuoDO HeII, con HeI o HDZ solo MetalDQ Lneas de carbonoSufijos:P Estrella magntica con polarizacinH Estrella magntica sin polarizacinX peculiar o no clasificadaV Variable (ZZ Ceti o otro tipo)Prefijos:b: Lneas anchas (ab)a: Lneas normales (ac)c: Lneas delgadas (gigantes)d: Enana (secuencia principal)g: Gigantesd: Subenanawd, D: Enana blancaSufijos:CN Estr. K con cianogeno (CN) anormalmente fuerteso dbil; la 2da. Clase de luminosidad es implicada por lalnea CN (ej: K0IIICNIb).comp Espectro compuesto; binaria no resuelta.e Lneas de emisin (Estrellas O: emisin de H).er Invertido, centro de la lnea de emisin mas dbilque los bordes.ep Lnea de emisin con peculiaridades.eq Lnea de emisin con perfil P-Cygni.f Lnea de emisin brillante de He y N en estrellastipo O.(f) Lneas de emisin dbiles de He.((f)) No emisin de He.He wk Lneas He dbiles.k Lnea de absorcin interestelar.m Lneas metlicas fuertes, usualmente en estrellastipo A; a veces se dan 3 tipos, segun el Ca, H, ymetlicas, respect. (ej: A2mA5-FO).n Lneas anchas (nebulosas); rotacin rpida de laestrella.nn Lneas muy anchas, rotacin muy rpida.neb Estrella inmersa en una nebulosa.p Peculiaridad no especificada, excepto en el tipo A, encuyo caso indica lneas metlicas muy fuertes (comparadasa estrellas Am).s Lnea fina.ss Lnea muy fina.shell Estrella con cascara (estrella de la secuenciaprincipal de B a F con lneas de emisin de unrecubrimiento de gas).Si Lneas fuertes de Si; tambin bario (Ba), cromo(Cr), europio (Eu), He, mercurio (Mg), k (lnea K delcalcio), manganeso (Mn), estroncio (Sr).var Tipo variable espectral (tambin v).w Lneas dbiles, indicando escasez demetales; segun las lneas H y metlicas, respectivamente(ejemplo: G6wF3).d Del Gigantes de tipos A y F con lneas K y H dbilesdel calcio, como en el prototipo delta Delphini.d Sct Estrellas de tipos A y F con espectro similar al dela variable de corto periodo delta Scuti.! Peculiaridad especial.Clasificacin por luminosidadClase Caractersticas Prototipo0 (cero) Hiper-supergigantes (tb. Ia0 o Ia+) S DoradusClase Ia Supergigantes luminosas RigelIab Supergigantes moderadamente luminosas SAO 94830Ib Supergigantes menos luminosas CanopusII Gigantes brillantes BL OrionisIII Gigantes normales ArcturusIV Subgigantes Eta BootisV Enana (secuencia principal) Solsd [VI] Enana pequea Estrella de BarnardD, wd [VII] Enana blanca ZZ Ceti[ ] Usado raramenteCdigo a + b Estrella ms brillante (a) o ms dbil (b) que una estrella tpica de suclase. Para estrellas de clase I los cdigos se usaran siempre.Cdigo *+ Mas del elemento * que lo tpico.Cdigo *- Menos del elemento * que lo tpico. 16. Referencias y Bibliografia-Gran Diccionario de las Ciencias en Color, Larousse, por Tomas de Galiana Mingot 1987.-Diccionario Oxford Complutense de Astronoma, Ian Ridpath, editorial complutense, 1997.-Evolucin Estelar y Supernovashttp://bp3.blogger.com/_xBXZbW6ivIs/SIZdScxyxYI/AAAAAAAABO8/Wh83riTf0iU/s1600-h/iaprogenitor.jpg-Descartan una de las teoras de formacin estelar, Klein, McKee y Krumholz, Traducido para Astroseti.org por Heber RizzoBaladn.-Imgenes Glbulos de Book M16 e IC 29http://www.tayabeixo.org/portadas/images/m16_colognato.jpghttp://elsofista.blogspot.com/2008_10_01_archive.html-Enanas Marrones. http://www.astrocosmo.cl/astrofis/-Estrellas Enanas Blancas, http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_05.htm-Estudio de Estrellas Jvenes de muy Baja Masa, Matilde Fernndez (Instituto de Astrofsica de Andaluca), Fernando Comern(European Southern Observatory), Viki Joergens (Instituto Max Planch de Astrofsica-Sterrewacht Leiden).-UNA NUEVA VISIN DE LA NEBULOSA DEL ANILLO, http://www.iac.es/gabinete/iacnoticias/1-98/-Bsqueda de variabilidad en estrellas T Tauri de la regin de Orin, Eduardo Adolfo Rubio Herrera, Asesorado por Dr. ArmandoArellano Ferro y Msc. Edgar Anbal Cifuentes Anleu, Universidad de San Carlos de Guatemala, Facultad de Ingeniera en FsicaAplicada 2002.-Partculas subatmicas, http://es.wikipedia.org/wiki/Lista_de_part%C3%ADculas-Conveccin estelar. Estrella http://www.wilkipedia.org-Supernovas, Gran Diccionario de las Ciencias en color por Tomas de Galiana Mingot, Ediciones Larousse 1987, DiccionarioOxford Complutense de Astronoma, Ian Ridpath, editorial complutense, 1997.-Royal Greenwich Observatory, Cuaderno de Informacin No. 63: Particle Physics and Astronomy Research CouncilSupernovas. 1996 http://www.oarval.org/RGOsp.htm-Supernovas, http://www.marcianos.com-EL MACROCOSMO, estrellas supernovas, http://www.astrocosmo.cl/2Fh-foton/2Fh-foton_00.htm-Supernovas, www.espacioprofundo.com.ar, www.Wikipedia.org-Supernovas, Astrofsica, biblioteca de la divulgacin cientfica, Muy Interesante, recopilacin de artculos de La Recherche, p89,90, 91 Fowler y Hoyle 1964. Ediciones Orbis. S.A.-Carlos Perla Hernndez, Nuevo tipo de supernova descubierto, http://ve.globedia.com/tag/descubiertoTemperaturas y Evolucin Estelarhttp://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas2.htmhttp://www.galeon.com/guiaastronomica/guia_09.htm-Clasificaciones estelares bidimensionaleshttp://www.astrocosmo.cl/b_p-tiempo/b_p-tiempo-02.08.02.htm-Clasificacin de los espectros estelareshttp://www.espacioprofundo.com.ar/verarticulo/Clasificacion_de_los_espectros_estelares.htmlhttp://www.uclm.es/profesorado/jaorganero/subpaginas/apuntes/introduccion_a_la_experimentacion_en_quimica_fisica/practica8.pdf-La qumica de las estrellashttp://www.educ.ar/educar/site/educar/La%20qu%EDmica%20de%20las%20estrellas.html?uri=urn:kbee:c61b03f0-4cf5-11dc-898f-00163e000024&page-uri=urn:kbee:ff9221c0-13a9-11dc-b8c4-0013d43e5fae-Curso "Introduccin a las Estrellas Variables" - Leccin Segundahttp://institutocopernico.org/vs/vslectures/vslecture2.php-Estrellas T Tauries.wikipedia.org/wiki/Estrella_T_Tauri -www.mpia-hd.mpg.de/homes/joergens/.../charla_san_fernando.pdfhttp://www.cida.ve/~jesush/T_Progreso.htmlhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0908/ttauri_noao_big.jpg-Michael Rowan-Robinson, Los Nueve numeros del Universo, Editorial complutense, 2001, traduccin: Alejando Ibarra.-Estrellas Variables Cefeidas.-La violenta, misteriosa dinmica de la formacin estelar, http://noticiasdelcosmos.com