Que ocurre con las estrellas poco y mediante masivas ???
Respuestas a la pregunta
Respuesta:
La gravedad, que proporciona a una estrella sus comienzos y la mantiene unida, es también su perdición. A lo largo de su ciclo vital la estrella está luchando contra el colapso total con que amenaza la gravedad. Su batalla con la gravedad determina que la estrella pase de una fase de evolución estelar a otra. Puesto que estas fases tienen lugar durante muy largos períodos de tiempo, los científicos no pueden observar directamente el cambio de una fase a la siguiente. En su lugar, ellos utilizan la evidencia estadística para determinar la duración de las diferentes fases. En otras palabras, cuanto más numerosas sean las estrellas en una fase concreta, mayor es el período de duración que los científicos suponen para dicha fase. Una vez que una estrella empieza la fusión nuclear y se estabiliza, entra en un largo período durante el que se conoce como una estrella de la secuencia principal. Cuanto más masiva es una estrella, más combustible debe quemar para contrarrestar la fuerza de la gravedad; así pues, la estrella arde con mayor brillo, y más corto es su período de vida. Nuestro Sol, que es una estrella de tamaño medio en la secuencia principal, ha estado consumiéndose con mucho brillo durante aproximadamente cinco mil millones de años, y tienen que pasar otros cinco mil millones antes de que necesite comprobar su reserva de combustible.
Cuando una estrella de la secuencia principal empieza a agotar el combustible de su centro, la gravedad hace que la estrella se contraiga de nuevo, y la contracción hace de nuevo que la temperatura aumente. Aunque el combustible del centro se está agotando, las reacciones nucleares tienen ahora lugar en la capa que rodea al núcleo central. Mientras el núcleo central se contrae, las capas externas de la corteza se expanden. A medida que aumenta el tamaño de la estrella, las capas externas se enfrían y el color de la estrella pasa de amarillo a rojo. La estrella se denomina ahora una gigante roja. Puesto que hay menos estrellas gigantes rojas que estrellas de la secuencia principal, los científicos suponen que su período de vida es más corto.
En algún momento, la gigante roja agota la energía y empieza a contraerse de nuevo. En el caso de las estrellas menos masivas, los electrones del núcleo central alcanzan un punto en el que se niegan a ser comprimidos más aún. La estrella se estabiliza de nuevo: la gravedad tira hacia adentro y los electrones empujan hacia afuera. Aunque no tienen combustible, estas estrellas, que se denominan enanas blancas, brillan durante un largo tiempo mientras se enfrían. Nuestro Sol terminará probablemente como una enana blanca. En las estrellas más masivas, los electrones del núcleo central no pueden resistir la fuerza de la gravedad. Se ven obligados a unirse con los protones para formar neutrones, y finalmente la estrella se estabiliza como una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son tan densas que una estrella con la masa de nuestro Sol tendría un radio de sólo unos diez kilómetros. Si la estrella es todavía más masiva -tan masiva que los neutrones no pueden resistir la fuerza de la gravedad- colapsa totalmente sobre sí misma para convertirse en un agujero negro.
En el caso de las estrellas más masivas de todas, las capas exteriores frías se contraen hacia el centro en cuestión de horas y lo calientan tan rápidamente que desencadenan una tremenda explosión nuclear, haciendo estallar la estrella en pedazos. Este suceso, denominado una supernova, es bastante raro, y ocurre sólo dos o tres veces por siglo en cada galaxia. Al cabo de unos pocos días de espectaculares fuegos de artificio, la supernova termina como una estrella de neutrones o como un agujero negro. Pero esto es para una minoría, la mayoría de las estrellas acaban sus días como una enana blanca, cuando agote todo el helio, se enfriara, originando una estrella de carbono oscura llamada enana negra.
Explicación:
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