Las estrellas se forman cuando la materia dispersa en forma gaseosa comienza a fusionarse bajo la fuerza de la gravedad en un objeto compacto. La gravedad intenta continuamente reducir el objeto y en este proyecto, la densidad y la temperatura dentro de la estrella aumentan. En algún momento, tanto la temperatura como la densidad alcanzan valores donde la distancia intermolecular es lo suficientemente pequeña como para que comience la reacción de fusión nuclear. La fusión nuclear de los núcleos de luz produce una enorme cantidad de energía que calienta el gas y también produce una presión de radiación. La presión de radiación y la presión del gas caliente actúan hacia afuera y, por lo tanto, sirven para contrarrestar la fuerza de gravedad interna que de otro modo conduciría al colapso gravitacional.
En las etapas iniciales de la formación de estrellas, la masa del gas se contrae, pero la densidad y la temperatura en la región interior de la estrella no ha alcanzado los valores críticos necesarios para que comience la reacción de fusión nuclear. Sin embargo, el proceso de contracción gravitacional genera calor y esto ralentiza el colapso. Sin embargo, la temperatura y la densidad en el núcleo interior alcanzan valores que hacen que los núcleos de hidrógeno superen la barrera de Coulomb y se fusionen para generar una enorme cantidad de energía y átomos de helio. Esta energía es responsable de la presión externa que equilibra la fuerza gravitacional interna y la estrella alcanza su configuración de equilibrio. Esta etapa se conoce como SECUENCIA PRINCIPAL DE LA ESTRELLA.
El proceso inicial de fusión nuclear es, como hemos visto, la fusión de H en He. Claramente, solo hay una cantidad finita de hidrógeno en el núcleo de la estrella. Después de que todo el hidrógeno se haya agotado, ya no se producirá más energía. La contracción gravitacional comienza una vez más y continúa hasta que el núcleo de la estrella se vuelve ultradenso para que el helio se fusione en núcleos más pesados, típicamente carbono. Este es el final de la secuencia principal de la estrella.
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La siguiente fase es la fase gigante roja.
El helio “quemándose” en el núcleo obviamente produce mucho calor, lo que provoca presión externa y calentamiento en la región exterior de la estrella. En algún momento, el hidrógeno en las regiones externas puede comenzar a fusionarse y producir helio y energía, un proceso que hace que las capas externas de la estrella se expandan enormemente. La estrella aumenta enormemente de tamaño y se convierte en un gigante rojo. El análisis preciso de este proceso incluye un estudio combinado de mecánica cuántica integrada, mecánica estadística y física nuclear.
Después de que termina la fase gigante roja (helio en el núcleo completamente agotado). El proceso de contracción gravitacional se reanuda y la estrella comienza a contraerse nuevamente. La región interior, especialmente el núcleo, alcanzará una etapa en la que comienza la fusión de núcleos más pesados y, por lo tanto, todos sabemos que los núcleos más pesados no producen energía y, finalmente, la estrella escapa del combustible nuclear.
El destino de la estrella depende de su masa crítica. Después de que la combustión nuclear ha cesado dentro de la estrella, no hay presión externa que surja de la energía liberada por la fusión.
Pero existe una presión de degeneración que nace debido a las propiedades mecánicas estadísticas cuánticas únicas, principalmente debido a los fermiones.
Por lo tanto, cuando se domina esta presión, la estrella se colapsa por completo y se forma en un pequeño bulto de materia de acuerdo con su masa.
CHANDRASEKHAR LIMIT puede estudiar las diversas formaciones del núcleo ultradenso de la estrella .
Así es como la estrella evoluciona …
