Estrellas II

Masa de las estrellas

La masa determinada de una estrella que supera el límite anterior (150 masas solares) por un factor de 2, usando una combinación de datos obtenidos en el observatorio Paranal y con el telescopio espacial Hubble. Se trata de la estrella R136a1 en el centro de la nebulosa "Tarántula" en la Gran Nube de Magallanes. Esto es muy interesante, porque hasta ahora se creyó que cualquier estrella mayor que 150 masas solares se desintegra por el efecto de la presión de radiación que supera a la gravedad. En realidad, también R136a1 está desintegrándose, teniendo ahora "sólo" 260 masas solares, después de una vida corta de 1,5 millones de años. Pero los autores calculan que reunió, cuándo nació, un total de 320 masas solares.



Estructura interna de las estrellas


Una estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.
En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.

interior de las estrellas

Una estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.



En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.



estrellas de neutrones

Las estrellas de neutrones se forman cuando las grandes estrellas agotan su combustible y colapsan. Para que se forme una estrella de neutrones se necesita una estrella con una masa aproximada de entre 1,5 y 5 veces la masa del Sol.

Si la estrella tiene menos de 1,5 masas solares, entonces no tendrá la suficiente materia ni gravedad para comprimir lo suficiente al objeto. Sólo se obtendrá una enana blanca, que es lo que le ocurrirá al Sol algún día.

En cambio, si tiene más de 5 veces la masa del Sol, la estrella terminará sus días como un agujero negro.

Pero si la masa de la estrella se ubica entre las antes mencionadas, entonces surgirá una estrella de neutrones.

La estrella de neutrones se forma cuando la estrella agota su combustible y colapsa sobre sí misma. Los protones y los electrones de los átomos son forzados a formar electrones. Como la estrella conserva todavía mucha gravedad, toda materia adicional que caiga en la estrella de neutrones es súper-acelerada por la gravedad y convertida en idéntico material neutrónico.

Apenas una cucharada de té de una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 1012 kilogramos.

Una estrella de neutrones tiene en realidad diferentes capas. Los astrónomos piensan que posee una capa exterior de núcleos atómicos con electrones, de aproximadamente 1 metro de espesor. Debajo de esta corteza, hay núcleos con un número mayor de electrones. Estos decaerían rápidamente en la Tierra, pero la intensa presión de la gravedad los mantiene estables.

Cuando una estrella de neutrones se forma, conserva el momento de toda la estrella, pero como ahora sólo tiene unos pocos kilómetros de diámetro, gira a velocidades enormes, a menudo tan rápido como cientos de veces por segundo.