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[Algol]

... viene de aqui: http://www.astroguia.org/foros/viewtopic.php?t=3108
- Según la astrofísica...

- Pongamos una estrella de entre 0,9 a 8 Ms apox. en el momento de acabarse el hidrógeno en su núcleo. La presión que ejercía la radiación y el calor derivado de la fusión , y que contrarrestaba el tirón grabitatorio que pretende el desplome hacía el centro de la estrella, ha llegado a su fin

--- Hay que destacar dos aspectos importantísimos; 1-que el gas que conforma la estrella esta ionizado, osea, que núcleos y electrones se encuentran "desacoplados", se mueben por separado y no forman átomos. Esto es devido a la alta preión y temperatura que impide que se mantengan unidos. 2- En una estrella se deben de diferenciar , el núcleo , donde tienen lugar las reacciones de fusión y el resto de gas que lo envuelve.

-Seguimos...
Una vez agotado el hidrógeno en el núcleo, lo que queda es helio. Con los 15 millones de grados reinantes en el interior, el helio es incapaz de fusionarse, en parte porque más cargados electricamente que el hidrógeno
necesitan mayor agitación térmica (mayor temperatura ) para romper la barrera electrica que impide su unión.
-Entonces, el corazón de la estrella empieza a contraerse por el peso del resto de la masa estrelar sobre el. La presión y temperatura van aumentando y la capa de hidrogeno más cercana al nucleo inicia la fusión. El calor liberado--tanto por la contracción como por la fusión "en capa" del hidrógeno-- y mediante complicados mecanismos de transmisión energética(que yo de momento no se explicar ), hace que las capas más externas de la estrella se vayan expandiendo, mientras el núcleo prosige su compresión-- Ambos procesos coexistirán inevitablemente durante centenares de millones de años, dice Dominique Leglu--

"Al final de este proceso el corazón de helio alcanza la temperatura de 100-200 millones de grados y empieza la fusión del helio con un "flash". De tres en tres, se iran uniendo para producir núcleos de carbono, luego naceran el nitrógeno y el oxígeno".
-Como esta fusión libera menos energía, engulle más rapidamente sus reservas. Esta etapa es corta en comparación con la de secuencia principal y pronto el conbustible se habra acabado, y vuelta a empezar. El nucleo de carbono se comprime , en un momento dado el helio residual empieza a arder, al igual que el hidrogeno (en capa).

-En este momento tenemos:" 1) núcleo de carbono( degenerado ), 2)una cascara de helio rodeando el núcleo 3) otra capa de hidrógeno rodeando la anterior 4) y el resto de la envoltura rodeando las anteriores.
-Empezemos de dentro a fuera.
-Transcribo de N P-P. " La contracción del núcleo se ve ahora frenada por la degeneración de los electrones( luego lo explico ) que impide el desplome... Mientras en la capa interior (más proxima al corazon de carbono) se quema helio, produciendo carbono que se añade al núcleo y en la capa adyacente se produce la fusión del hidrógeno
-A la larga, la fusión en la capa de helio deviene inestable. El las capas no se mantiene la temperatura necesaria para que se produzca la fusión. Podiamos decir que la conbustión se enciende y se apaga. La mayor parte del tiempo se mantiene la fusión en la capa de hidrógeno, mientras que en la cpa de helio se mantiene a temperaturas justo por debajo de la temperatura de ignición.
-A medida que se acumula más material en la capa de helio, que proviene de la fusión del higrógeno, la presión y, por tanto, la temperatura de la capa aumenta, llegandose a producir la ignición del helio" . Asi se va repitiendo este mecanismo y la estrella pulsa entre ignición e ignición , devido a la inestabilidad de la capa de helio.
-Sigue la doctora Riera Mora..." En estas condiciones la temperatura del gas de la envoltura estelar ( más externa )es suficientemente baja como para permitir la formación de granos de polvo, por acumulación de elementos pesados presentes en el gas. A medida que los granos de polvo crecen de tamaño, sufren la presión ejercida por la presión de radiación y son acelerados y arrastran también el gas en forma de denso viento estelar" . Aqui si que encontramos atomos "normales"

" A medida que la estrella expulsa parte de su envoltura, expone las capas más calientes y azules cercanas al núcleo, que pesa aprox. 0,6 m. solares " -esto es una enana blanca, el núcleo de una estrella tipo solar-
. Cuando asoma el nucleo con una temperatura de unos 30.000 grados kelvin "... se forma la nebulosa planetaría. A esta Temp. la estrella emite fotones ultravioletas que son capaces de ionizar el gas circundante..." y es cuando se ven imagenes como la que nos posteo redstar.


-PD- El texto utilizado ha sido un estracto de: "Nebulosas proto-planetarias ; un enigma no resuelto", publicado por la Dra. en física por la Universidad de la Laguna, Catedratica de Escuela Universitaríra en el Departamento de Fisica e Ingeniería Nuclear de la Universidad Politécnica de Cataluña. Colabora con el grupo de Medio Interestelar del Departamento de Astronomía y Meteorología de la Universidad de Barcelona.

[Algol]

Y ¿que es, a groso modo , la matería degenerada?

- tomamos la estrella del ejemplo anterior, en un momento dado, tenemos un núcleo de carbono soportando una densidad inmensa, donde un ( ya bastante manido ) terron de azúcar, viene a pesar como un coche mediano. En este punto, no se puede hablar de un gas "clasico" sino de gas "cuántico" y las particulas aqui estan aplastadas unas contra otras. Antes tanto los núcleos atómicos ( lentos y pesados ), como los electrones tenian mucho espacio y se movian libremente. Pero a la densidad de nuestro núcleo de carbono, son las propiedades cuánticas de las particulas ( en concreto los electrones) las que toman el control.

- Los electrones, además de por su velocidad (agitación térmica) y su posición, se definen por su spin... " Una especie de rotación sobre si mismos que les confiere propiedades muy particulares, que es aquí la mitad de la unidad". Los electrones se catalogan cuánticamente con el nombre de Fermiones en honor a Enrrico Fermi, fisico italiano.

- " En un gas visto de forma clásica, todas las partículas se distribuyen de forma continua en su espacio de fase (que es el espacio de seis dimensiones, tres para la velocidad y tres para la posición). Todo lo que se puede decir es que para cada valor de la posición de las partículas, las velocidades se agrupan en torno a un valor medio que depende de la temperatura de el gas. Esto es almenos lo que se observa en condiciones normales de temperatura , presión y densidad."

- Pero a densidades como las de el núcleo de carbono, este espacio de fase se ve restringido y las electrones ya no pueden ocupar una posición cualquiera, debido a el spin de estos, en este punto..." El espacio de fase esta cuantificado, debemos verlo como una acumulación de células elementales (pongamos ,cuadraditos), es más cada una de estas células no puede ser ocupada por más de dos fermiones a la vez" (principio de exclusión de Pauli ). Y no tiene dada de misterioso, es tan solo la resistencia que muestra este tipo de materia a ser comprimida en exceso "..... Sigue ahora.

[Algol]

... " En la materia <ordinaria> en condiciones normales de densidad no hay problema alguno, ya que hay suficientes células como para que los fermiones se repartan a su libre albedrío...Pero si la densidad aumenta mucho... el espacio de fase se va restringiendo y las partículas no pueden ya ocupar tantas posiciones como antes; se van entonces comfinando y van rellenando dos a dos cada una de las celulas cuánticas. "

- La presión debido a la degeneración de los electrones, es ahora suficiente para mantener el peso de las diferentes capas de gas ( helio,hidrógeno, más hidrógeno). Otra caracteristica de esta materia es que una vez degenerada, no importa la presión que ejerza la temperatura, los electrones estan como enganchados y no hay manera de separarlos. Ya hemos dicho que tampoco se pueden comprimir más, pues el peso de la estrella no es suficiente como para que se desplome

- A partir de aqui..."... Esta (la enana blanca) se va poco a poco enfriando y apagando. De hecho, los cientificos estiman que la temperatura se homogeneiza rápidamente en el interior de la E.B. en la que los electrones del gas degenerado son excelentes conductores de el calor. Sin embargo en la superficie de la estrella subsiste una cubierta menos comprimida, en la que la matería no está degenerada, que desempeña en cierto modo el papel de aislante. El resultado es que la enana blanca puede vivir varios millones de años perdiendo muy lentamente su calor.... Los protones y neutrones de los núcleos ven reducirse inexorablemente su agitación. Poco a poco, las fuerzas de repulsión electroestática se imponen a cualquier otro fenómeno. Los núcleos se ven forzados a ordenarse, como en una red cristalina. La E.B. se comvierte en una especie de gran cristal a escala cósmica en el que flotan los electrones. "

Extraido de: Supernova, de Dominique Leglu. Es un (para mi) maravilloso libro, en el que esta periodista científica , sigue por medio mundo la historia de la SN. 1987 A y empieza poco despues de su explosión. Claro ejemplo de divulgación cientifica , para gente que solo con analogias e ilusión puede entender este tipo de conocimientos, osea como para mí.