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JAVIER DE LUCAS
La evolución de una
estrella depende de su
masa.
Una estrella de mayor
masa consume su
combustible de forma más
rápida que una de menor
masa, transitando a través
del diagrama H-R más
rápidamente,
permaneciendo poco
tiempo dentro de la
secuencia principal
Gracias a compresiones
originadas por un cataclismo
cósmico, como la explosión de
una supernova cercana, una
Nubulosa comienza a contraerse,
liberando energía potencial que
se transforma en energía del gas
y en radiación.
El globo nebular posee unas 100
unidades astronómicas de
diámetro
En el núcleo de la
nube la energía se
convierte en calor.
Comienza la presión
del gas al oponerse a
la contracción.
El Hidrógeno presente
en la nube es
principalmente
Hidrógeno molecular.
TIPOS Y EDAD
A partir de este punto, la estrella
empieza su recorrido por el diagrama
H-R,
comenzando desde arriba a la
izquierda si se trata de una estrella
muy luminosa y caliente de gran masa
o desde abajo a la derecha si es una
estrella mas fría y menos luminosa de
masa mas baja.
Aquí se muestra el recorrido sobre el diagrama H-R de una
estrella del tipo solar, desde la etapa de proto estrella
(estrellas presecuencia) hasta su evolución final como enana
blanca, hacia abajo a la izquierda del gráfico.
AGONIA DEL SOL
Dependiendo de la masa de la
estrella, su muerte es
diferente
1.- Estrellas de 0.8 a 11 masas solares
2.- Estrellas de 11 a 50 masas solares
3.- Estrellas de más de 50 masas solares
HISTORIA DEL FIN
ESTRELLA MASIVA
NEBULOSA
NUCLEO
1.000.000
de años
antes de
la
explosión
He
El núcleo eleva su temperatura hasta
los 170 millones de grados,
comenzando una nueva reacción de
fusión: el Helio se transforma en
Carbono y Oxígeno

C+O
1.000
años
antes de
la
explosión
Cuando la mayor parte del Helio del núcleo
se agota, la energía no es suficiente como
para contrarrestar la gravedad y la estrella
se contrae. Periodos de contracción y
expansión convierten a la estrella en
variable. Cuando la contracción llega a
elevar la temperatura del núcleo hasta los
700 millones de grados, el Carbono
comienza a fusionarse en Neón y Magnesio.
C 
Ne + Mg
7 años
antes de
la
explosión
Cuando la temperatura del núcleo alcanza los
1.500 millones de grados, los átomos de Neón
se fusionan para producir Oxígeno y Magnesio.
Ne + Ne 
O + Mg
Al incrementarse la temperatura del
núcleo hasta los 2.000 millones de grados
los átomos de Oxígeno mas comprimidos
se fusionan para formar Silicio y Azufre
 O+O
1 año
antes de
la
explosión
Si + S
Pocos
días
antes de
la
explosión
Las enormes presiones elevan la
temperatura por encima de los 3.000
millones de grados convirtiendo el
Silicio y Azufre en una esfera de Hierro
fuertemente comprimida que posee
unas 1,44 masa solares.
La estructura atómica del Hierro no
permite que se fusione en átomos mas
pesados, por lo que ésta es la última
reacción que tiene lugar en el núcleo.
Si + S 
Fe
Décimas de
El núcleo de Hierro llega al punto de
segundo
máxima compresión, de solo el
antes de la diámetro de la Tierra; la repulsión entre
explosión
sí de los núcleos atómicos produce que
la parte interna del núcleo de Hierro se
expanda y contraiga violentamente
creando una onda de choque que
recorre toda la estrella
Milisegun
dos
después
de la
explosión
El retroceso del núcleo arroja
materia desde dentro hacia
afuera en una onda explosiva
que atraviesa capa a capa los
diferentes elementos creados
anteriormente, calentándolas y
produciendo elementos mas
pesados
Segundos La explosión libera el 99,5 por ciento
después de su energía en forma de neutrinos.
de la
explosión
Los neutrinos son el primer signo
perceptible de la explosión de la
estrella.
Lo que queda ahora de la estrella es
una esfera superdensa compuesta
principalmente de neutrones, una
estrella de neutrones, o un agujero
negro
Horas
después
de la
explosión
Las ondas de choque hacen
erupción a través de la superficie
de la estrella, liberando gran
parte de la masa hacia el espacio
para formar una nube que será
visible durante miles de años.
SUPERNOVA RECIENTE
TIPOS DE SUPERNOVAS
FIN