Lunes, 15 de septiembre de 2008

[editar] El efecto en la evolución de la metalicidad, la rotación y la presencia de estrellas compañeras

[editar] La metalicidad

Las primeras estrellas del Universo estaban compuestas de forma casi exclusiva por hidrógeno y helio. La nucleosíntesis estelar y posterior expulsión al medio interestelar ha enriquecido de metales (elementos más pesados que el helio) las generaciones sucesivas de estrellas. Así, cuando el Sol se formó aproximadamente el 2% de su masa eran metales. La metalicidad tiene los siguientes efectos sobre las estrellas:

  • En la secuencia principal, una estrella pobre en metales es más pequeña en tamaño y su atmósfera es algo más caliente que la de una estrella de la misma masa más rica en metales. Este efecto se debe a que los metales aumentan la opacidad de una estrella, haciendo que se absorba más radiación en su atmósfera, hinchándose así ésta,
  • Para la mayoría de las estrellas de masa intermedia la metalicidad es un factor crucial a la hora de decidir si el quemado de helio en núcleo se produce en la fase del apelotonamiento rojo o en la de la rama horizontal.
  • Para las estrellas masivas, la metalicidad determina la tasa de pérdida de masa por vientos estelares: a mayor metalicidad, más masa perdida. Esto hace que las fases que atraviesa una estrella dependan fuertemente de su contenido en metales. Por ejemplo, la fase final de una estrella de metalicidad solar y 40 masas solares es la Wolf-Rayet mientras que una estrella de la misma masa y menor metalicidad (con una tasa de pérdida de masa mucho menor) la fase final es la de de supergigante roja.
  • Como consecuencia de lo anterior, la masa del remanente de una estrella también dependerá de su metalicidad. Así, se cree que ninguna de las estrellas de metalicidad claramente superior a la solar es capaz de retener suficiente masa como para convertirse en un agujero negro.

[editar] La rotación

Cuando una estrella gira a gran velocidad su estructura interna puede ser muy diferente de la de una estrella que rote lentamente. La aceleración centrífuga hace que la estrella se expanda en su región ecuatorial y deje de tener simetría esférica. El ensanchamiento ecuatorial va acompañado de una diferencia de temperatura en función de la latitud. Así, Vega, una de las estrellas más brillantes del cielo y una rápida rotadora (en su ecuador la velocidad es de 275 km/s), tiene una temperatura polar de 10 150 K y una temperatura ecuatorial de 7 900 K[4] La rotación también provoca cambios en la tasa de pérdida de masa, con dos efectos distintos que favorecen su aumento: en los polos la mayor temperatura hace aumentar la presión de la radiación mientras que en el ecuador la aceleración centrífuga hace disminuir la gravedad efectiva. Una elevada rotación también hace que la luminosidad global sea mayor y que se produzca un mezclado mayor en el interior de la estrella, con la consecuencia de que el tiempo de vida aumenta al incrementarse el combustible nuclear disponible. Todos estos efectos interaccionan a su vez con la metalicidad de la estrella, pudiendo alterar las fases que una estrella masiva atraviesa al dejar la secuencia principal. Así, por ejemplo, que una estrella de 30 masas solares iniciales se convierta en una Wolf-Rayet o en una supergigante roja depende de su velocidad de rotación inicial.

[editar] La presencia de estrellas compañeras

Al dejar la secuencia principal una estrella se hincha. Si tiene una compañera cercana orbitando a su alrededor la expansión puede llegar al punto de llenar el lóbulo de Roche de la estrella primaria, por lo que la atmósfera de ésta empieza a verterse sobre la secundaria. A partir de ese punto la evolución de ambas estrellas puede verse profundamente alterada, tanto en cuanto a sus masas y temperaturas superficiales como en cuanto a las fases que atraviesan y su destino final. Existen diversos posibles destinos finales de un sistema binario en el que las dos compañeras se hallan a corta distancia. Entre los más relevantes están las supernovas de tipo Ia, los sistemas binarios de rayos X y los brotes de rayos gamma de corta duración.

[editar] Escalas de tiempo en la vida de las estrellas

Artículo principal: Escalas de tiempo estelares

Las estrellas son sistemas que permanecen estables durante la mayor parte de su vida. Pero los cambios de una fase a otra son etapas de transición que se rigen en escalas de tiempo mucho más cortas. A pesar de eso casi todas las escalas temporales superan con mucho a la humana. Podemos distinguir tres escalas de tiempo fundamentales:

[editar] Escala de tiempo dinámica

Ésta es la escala de tiempo que rige en las ocasiones en que se produce una gran descompensación entre presión y gravedad. Esto es así en los momentos finales de la vida de una estrella cuando las reacciones nucleares que sostienen a la estrella agotan su combustible y se vuelven incapaces de frenar el colapso. Dicha escala de tiempo es del orden de:

\tau_{din} = \left ( \frac{R^3}{GM} \right )^{1/2} = 1,6 \cdot 10^3 \left ( \frac{M}{M_{sol}} \right )^{-1} \left ( \frac{R}{R_{sol}} \right )^{3} s.

Así, para el Sol el tiempo dinámico será de 1600 segundos, o sea, media hora aproximadamente. Como se ve, si una de las dos fuerzas fallase, los acontecimientos se sucederían muy repentinamente hasta volver a recuperar el equilibrio.

[editar] Escala de tiempo térmica

Ésta es la escala de tiempo que mide cuánto puede subsistir la estrella con una determinada luminosidad a partir de sus reservas de energía potencial gravitatoria (&OmegaGui?o. Esta escala, por ejemplo, es la que rige la vida de las protoestrellas. Su valor es del orden de:

\tau_{ter} \simeq 2 \cdot 10^7 {\left( \frac{M}{M_{sol}} \right)}^2 {\left( \frac{R}{R_{sol}} \right)}^{-1} {\left( \frac{L}{L_{sol}} \right)}^{-1} a.

Para el Sol esto da unos 20 millones de años de tiempo térmico. Durante un tiempo ésta fue la única hipótesis para el brillo del Sol y fue un gran misterio la discordancia entre la corta edad calculada para el Sol frente a los registros geológicos que databan de miles de millones de años atrás. Esto fue así hasta que se descubrió la energía nuclear.

[editar] Escala de tiempo nuclear

La escala de tiempo nuclear mide cuánto puede subsistir la estrella a partir de sus reservas de hidrógeno, helio o el combustible que esté quemando en ese momento. Su valor aproximado para el caso del hidrógeno es de:

\tau_{nuc,H} \simeq 9 \cdot 10^9 \frac {X}{X_{sol}} { \left (\frac {M}{M_{sol}} \right )}^{-2,5} a.

Para el Sol esto da unos 9 mil millones de años de tiempo nuclear, que es un valor aproximado para la estancia del Sol en la secuencia principal.

Queda claro pues que:  \tau_{din} <\!< \tau_{ter} <\!< \tau_{nuc} .

[editar] Referencias

[editar] Bibliografía

  • Aparicio Juan, Antonio. (2001). Formación estelar en galaxias irregulares enanas próximas. Editorial Universidad de Granada. Granada, España. ISBN 84-338-0792-7
  • George Gamow: The Birth & Death of the Sun: Stellar Evolution and Subatomic Energy. Dover Publications (2005). ISBN 0-486-44231-4
  • Howard S. Goldberg: Physics of Stellar Evolution and Cosmology. M.E. Sharpe (1982). ISBN 0-677-05540-4
  • Amos Harpaz: Stellar Evolution. AK Peters, Ltd. (1994). ISBN 1-56881-012-1
  • Mike Inglis: Observer's Guide to Stellar Evolution. Springer (2003). ISBN 1-85233-465-7
  • Mario Livio, Michael Fall: Unsolved Problems in Stellar Evolution (Space Telescope Science Institute Symposium Series). Cambridge University Press (April 13, 2000). ISBN 0-521-78091-8
  • Dina Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press (2000). ISBN 0-521-65937-X
  • Robert T. Rood, Alvio Renzini, José Franco, Steven M. Kahn, Andrew R. King, Barry F. Madore: Advances in Stellar Evolution (Cambridge Contemporary Astrophysics). Cambridge University Press (1997). ISBN 0-521-59184-8

[editar] Véase también

[editar] Enlaces externos

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Tags: astronomía, sol, estrella, nuclear, energía, Kelvin, temperatura

Publicado por blasapisguncuevas @ 1:37  | Salud y ciencia
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