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potente erupción Estelar
Las Observaciones del eco de luz de Eta Carinae están proporcionando una nueva visión del comportamiento de poderosas estrellas masivas al borde de la detonación.crédito: NOAO, AURA, NSF y N. Smith (Universidad de Arizona)

a medida que la nube colapsa, se forma un núcleo denso y caliente y comienza a acumular polvo y gas. No todo este material termina como parte de una estrella — el polvo restante puede convertirse en planetas, asteroides o cometas o puede permanecer como polvo.,

en algunos casos, la nube puede no colapsar a un ritmo constante. En enero de 2004, un astrónomo aficionado, James McNeil, descubrió una pequeña nebulosa que apareció inesperadamente cerca de la nebulosa Messier 78, en la constelación de Orión. Cuando los observadores de todo el mundo apuntaron sus instrumentos a la Nebulosa de McNeil, encontraron algo interesante: su brillo parece variar. Las observaciones con el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA proporcionaron una explicación probable: la interacción entre el campo magnético de la joven estrella y el gas circundante causa aumentos episódicos en el brillo.,

estrellas de la secuencia principal

una estrella del tamaño de nuestro Sol requiere unos 50 millones de años para madurar desde el comienzo del colapso hasta la edad adulta. Nuestro Sol permanecerá en esta fase madura (en la secuencia principal como se muestra en el diagrama de Hertzsprung-Russell) durante aproximadamente 10 mil millones de años.

Las estrellas son alimentadas por la fusión nuclear de hidrógeno para formar helio en las profundidades de sus interiores. La salida de energía de las regiones centrales de la estrella proporciona la presión necesaria para mantener la estrella de colapsar bajo su propio peso, y la energía por la que brilla.,como se muestra en el diagrama de Hertzsprung-Russell, Las estrellas de la secuencia principal abarcan una amplia gama de luminosidades y colores, y se pueden clasificar de acuerdo con esas características. Las estrellas más pequeñas, conocidas como enanas rojas, pueden contener tan solo un 10% de la masa del sol y emitir solo un 0,01% de energía, brillando débilmente a temperaturas entre 3000-4000K. a pesar de su naturaleza diminuta, las enanas rojas son, con mucho, las estrellas más numerosas del universo y tienen una vida útil de decenas de miles de millones de años.,
Por otro lado, las estrellas más masivas, conocidas como hipergigantes, pueden ser 100 o más veces más masivas que el sol, y tienen temperaturas superficiales de más de 30,000 K. Las hipergigantes emiten cientos de miles de veces más energía que el sol, pero tienen vidas de solo unos pocos millones de años. Aunque se cree que Estrellas extremas como estas fueron comunes en el universo temprano, hoy en día son extremadamente raras: toda la Vía Láctea contiene solo un puñado de hipergigantes.,

estrellas y sus destinos

en general, cuanto más grande es una estrella, más corta es su vida, aunque todas las estrellas menos masivas viven durante miles de millones de años. Cuando una estrella ha fusionado todo el hidrógeno en su núcleo, las reacciones nucleares cesan. Privado de la producción de energía necesaria para sostenerlo, el núcleo comienza a colapsar en sí mismo y se vuelve mucho más caliente. El hidrógeno todavía está disponible fuera del núcleo, por lo que la fusión de hidrógeno continúa en una cáscara que rodea el núcleo., El núcleo cada vez más caliente también empuja las capas externas de la estrella hacia afuera, haciendo que se expandan y enfríen, transformando la estrella en una gigante roja.si la estrella es lo suficientemente masiva, el núcleo colapsado puede llegar a ser lo suficientemente caliente como para soportar reacciones nucleares más exóticas que consumen helio y producen una variedad de elementos más pesados hasta el hierro. Sin embargo, tales reacciones solo ofrecen un respiro temporal. Gradualmente, los fuegos nucleares internos de la estrella se vuelven cada vez más inestables, a veces ardiendo furiosamente, otras veces muriendo., Estas variaciones hacen que la estrella pulse y se desprenda de sus capas externas, envolviéndose en un capullo de gas y polvo. Lo que sucede después depende del tamaño del núcleo.

	Promedio de Convertirse en Estrellas Enanas Blancas promedio De estrellas como el Sol, el proceso de expulsión de sus capas exteriores continúa hasta que el núcleo estelar está expuesto. Esta ceniza estelar muerta, pero aún ferozmente caliente, se llama Enana Blanca., Las enanas blancas, que son aproximadamente del tamaño de nuestra tierra a pesar de contener la masa de una estrella, una vez desconcertaron a los astrónomos – ¿por qué no colapsaron aún más? ¿Qué fuerza sostenía la masa del núcleo? La mecánica cuántica proporcionó la explicación. La presión de los electrones que se mueven rápidamente impide que estas estrellas colapsen. Cuanto más masivo es el núcleo, más densa es la enana blanca que se forma. Por lo tanto, cuanto más pequeña es una enana blanca en diámetro, más grande es en masa!!! Estas estrellas paradójicas son muy comunes: nuestro propio sol será una enana blanca dentro de miles de millones de años., Las enanas blancas son intrínsecamente muy débiles porque son tan pequeñas y, al carecer de una fuente de producción de energía, se desvanecen en el olvido a medida que se enfrían gradualmente. este destino espera solo aquellas estrellas con una masa de hasta aproximadamente 1,4 veces la masa de nuestro Sol. Por encima de esa masa, la presión del electrón no puede soportar el núcleo contra un mayor colapso. Tales estrellas sufren un destino diferente como se describe a continuación.,
	Enanas Blancas Pueden Convertirse en Novae Si una enana blanca de las formas binarias o múltiples estrellas del sistema, es posible que la experiencia más memorable desaparición como una nova. Nova significa «nueva» en latín – Novae se pensaba que eran nuevas estrellas. Hoy en día, entendemos que son, de hecho, estrellas muy antiguas-enanas blancas. Si una enana blanca está lo suficientemente cerca de una estrella compañera, su gravedad puede arrastrar materia – principalmente Hidrógeno – de las capas externas de esa estrella hacia sí misma, construyendo su capa superficial., Cuando se ha acumulado suficiente hidrógeno en la superficie, se produce una explosión de fusión nuclear, haciendo que la enana blanca se ilumine sustancialmente y expulse el material restante. En pocos días, el brillo disminuye y el ciclo comienza de nuevo. A veces, las enanas blancas particularmente masivas (aquellas cerca del límite de masa solar de 1.4 mencionado anteriormente) pueden acumular tanta masa de la manera que colapsan y explotan por completo, convirtiéndose en lo que se conoce como supernova.,
	Supernovas Salir de Detrás de las Estrellas de Neutrones o Agujeros Negros Principales estrellas de la secuencia de más de ocho masas solares están destinados a morir en una titánica explosión llamada supernova. Una supernova no es simplemente una nova más grande. En una nova, sólo la superficie de la estrella explota. En una supernova, el núcleo de la estrella colapsa y luego explota. En las estrellas masivas, una serie compleja de reacciones nucleares conduce a la producción de hierro en el núcleo., Habiendo alcanzado el hierro, la estrella ha exprimido toda la energía que puede de la fusión nuclear – reacciones de fusión que forman elementos más pesados que el hierro en realidad consumen energía en lugar de producirla. La estrella ya no tiene forma de soportar su propia masa, y el núcleo de hierro colapsa. En cuestión de segundos el núcleo se contrae de aproximadamente 5000 millas de ancho a solo una docena, y la temperatura aumenta 100 mil millones de grados o más. Las capas externas de la estrella inicialmente comienzan a colapsar junto con el núcleo, pero rebotan con la enorme liberación de energía y son lanzadas violentamente hacia afuera., Las supernovas liberan una cantidad casi inimaginable de energía. Durante un período de días a semanas, una supernova puede eclipsar a toda una galaxia. Del mismo modo, todos los elementos naturales y una rica variedad de partículas subatómicas se producen en estas explosiones. En promedio, una explosión de supernova ocurre aproximadamente una vez cada cien años en la galaxia típica. Alrededor de 25 a 50 supernovas se descubren cada año en otras galaxias, pero la mayoría están demasiado lejos para ser vistas sin un telescopio.,
	Estrellas de Neutrones Si el colapso de núcleo estelar en el centro de una supernova contiene entre 1,4 y 3 masas solares, el colapso continúa hasta que los electrones y los protones se combinan para formar neutrones, produciendo una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son increíblemente densas, similares a la densidad de un núcleo atómico. Debido a que contiene tanta masa empaquetada en un volumen tan pequeño, la gravitación en la superficie de una estrella de neutrones es inmensa., Al igual que las estrellas enanas blancas de arriba, si una estrella de neutrones se forma en un sistema estelar múltiple, puede acumular gas despojándolo de cualquier compañero cercano. El Explorador de tiempo de Rayos X De Rossi ha capturado emisiones de Rayos X reveladoras de gas que se arremolinan a pocas millas de la superficie de una estrella de neutrones.las estrellas de neutrones también tienen poderosos campos magnéticos que pueden acelerar las partículas atómicas alrededor de sus polos magnéticos produciendo poderosos haces de radiación. Esos rayos se desplazan como haces de reflectores masivos a medida que la estrella gira., Si tal haz está orientado de tal manera que periódicamente apunta hacia la Tierra, lo observamos como pulsos regulares de radiación que ocurren cada vez que el polo magnético pasa más allá de la línea de visión. En este caso, la estrella de neutrones es conocida como púlsar.,
	si el núcleo estelar colapsado es mayor que tres masas solares, se colapsa completamente para formar una agujero negro: un objeto infinitamente denso cuya gravedad es tan fuerte que nada puede escapar a su proximidad inmediata, ni siquiera la luz. Dado que los fotones son lo que nuestros instrumentos están diseñados para ver, los agujeros negros solo se pueden detectar indirectamente., Las observaciones indirectas son posibles porque el campo gravitacional de un agujero negro es tan poderoso que cualquier material cercano-a menudo las capas externas de una estrella compañera – es atrapado y arrastrado hacia adentro. A medida que la materia entra en espiral en un agujero negro, Forma un disco que se calienta a temperaturas enormes, emitiendo cantidades copiosas de rayos X y rayos Gamma que indican la presencia del compañero oculto subyacente.,
	de los restos, surgen nuevas estrellas El polvo y los escombros dejados por Novas y supernovas finalmente se mezclan con el gas interestelar circundante y el polvo, enriqueciéndolo con los elementos pesados y compuestos químicos producidos durante la muerte estelar. Finalmente, esos materiales se reciclan, proporcionando los bloques de construcción para una nueva generación de estrellas y sistemas planetarios acompañantes.,	A Cosmic Amethyst in a Dying Star (IC4593)
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