Las
estrellas jóvenes obtienen su energía de las reacciones termonucleares que
convierten hidrógeno en helio en su interior más profundo. Cuando se ha
consumido cierta fracción de hidrógeno, el núcleo de helio resultante empieza a
contraerse. La evolución subsiguiente de la estrella depende de si una masa es
menor o mayor que cierto valor crítico conocido como límite de Chandrasekhar. Si
la masa está por debajo de este valor, la “presión de degeneración” de los electrones
detiene el colapso del núcleo de helio antes de que su temperatura alcance un
valor suficiente para iniciar las reacciones termonucleares que convierten
helio en carbono. Mientras, las capas externas de la estrella que evoluciona se
han expulsado con mayor o menor violencia. Se sospecha que las nebulosas
planetarias se han formado de esta manera. El núcleo de helio rodeado por una
cubierta de hidrógeno más o menos extensa, constituye una enana blanca.
Construcción del
universo. Labor. David Layzer.
NOTA: se corregirá el martes 25 de marzo.
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