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Probablemente la teoría de la evolución estelar es una de las más robustas en astrofísica. La manera en que se forman y van envejeciendo, así como las escalas de tiempo, fuentes de energía y otros aspectos, en la vida de las estrellas, han pasado por muchas pruebas, aunque quedan algunas por verificar. |
Las escalas temporales en la vida de las estrellas son muy largas comparadas con las de los humanos, incluso la historia de la humanidad es corta comparada con la vida de una estrella. Mientras que como seres humanos hablamos de escalas de años, al tratar sobre las estrellas utilizamos escalas de millones de años. Es, desde luego, imposible seguir la vida de una estrella, sin embargo, sí hemos podido saber cómo nacen, viven y mueren.
Ya hemos comentado en otros artículos de Saberes y Ciencias que una estrella es una esfera de gas autogravitante que emite energía que es producida por reacciones termonucleares y que está compuesta principalmente de hidrógeno (H, ~90%), helio (He, ~10%) y por cantidades menores de elementos más pesados.
Hemos comentado también que las estrellas se forman en nubes moleculares gigantes. Estas nubes son muy oscuras y frías (unos 10 K, grados Kelvin), pero con suficiente material para formar miles de estrellas. En algún momento la fuerza gravitacional vence a la presión (que tiende a expandirla) y la nube se colapsa hasta alcanzar la temperatura y densidad requeridas para que el hidrógeno, a través de la fusión, se convierta en helio, generando energía. El “quemado” de hidrógeno marca el comienzo de la fase llamada Secuencia Principal (SP).
La SP es la etapa más larga en la vida de las estrellas (ocupa aproximadamente 90% de su vida); en esta fase las fuerzas, principalmente gravedad y presión, se equilibran. El tiempo de vida de las estrellas depende de la cantidad de combustible nuclear disponible y de la rapidez con la cual éste es quemado. Por otro lado, la cantidad de combustible es proporcional a la masa y la taza de quemado es proporcional a la cantidad de energía que libera la estrella por segundo (llamada luminosidad, L) pero también la luminosidad es proporcional a la masa, de tal manera que podemos decir que la evolución de la estrella depende principalmente de su masa.
Cuando el hidrógeno en el núcleo se agota, cuando ya todo se ha convertido en helio, la reacción nuclear se detiene, y entonces la fuerza de gravedad vencerá a la presión y el núcleo de la estrella se contraerá. Como consecuencia, las capas cercanas colapsarán, mucho más rápido que aquellas cercanas a la superficie. Es en este colapso que el gas se calienta debido a la compresión.
En la capa más cercana al núcleo la temperatura aumenta al grado que puede iniciar la fusión, como el calentamiento es muy rápido, entonces la fusión es también muy rápida. Debido a esto, la luminosidad aumenta, el gas empuja hacia fuera y la estrella se expande. Entonces, la atmósfera, que está alejándose cada vez más de la fuente de energía, empieza a enfriarse y se vuelve roja. A pesar de esto, la estrella es muy luminosa ya que el área de su superficie es muy extensa. Se dice que la estrella se está volviendo una gigante roja. Cuando el Sol se vuelva gigante roja su tamaño podría llegar hasta un poco más allá de la órbita de la Tierra.
Cuando la estrella tiene masa suficiente para que la gravedad comprima al núcleo ara y alcance unos 100 millones de grados Kelvin, se puede iniciar la fusión de He. Si alcanza miles de millones de grados, entonces se fusionan elementos más pesados, mediante la repetición de este proceso. En estrellas de baja masa, como el Sol, el inicio de la fusión de He puede ser muy rápida produciendo un estallido de energía llamado flash de helio. Posteriormente la reacción se estabiliza. La fusión en esta etapa libera más energía por segundo que la fusión en el núcleo durante la SP, así que la estrella es más grande, pero estable.
Una muerte amable
En las etapas finales de su vida las capas externas de la estrella son eyectadas mientras que el núcleo se hace más compacto y más caliente. La estrella está perdiendo masa, ésta es regresada al medio interestelar. En las estrellas de baja masa (con masas entre 0.08 hasta seis veces la masa del Sol), los fotones que salen del núcleo empujan a los granos de carbono y silicio que se formaron en las capas exteriores de la estrella cuando disminuyó su temperatura. Es así como se forma la nebulosa planetaria, una nube en expansión alrededor de una estrella compacta y caliente, una enana blanca. Los fotones ultravioleta de esta estrella causan florescencia en los gases generando los notables colores: rojo, debido al hidrógeno y nitrógeno; verde, debido al oxígeno; y azul al helio excitado (ver figura).
Se les llama nebulosas planetarias, ya que al observarlas, a través de los primeros telescopios, algunas aparecían verdes y redondas, igual que los planetas. Desde luego que son completamente distintos, su tamaño es aproximadamente uno o más años luz, mucho más grandes que el Sistema Solar. Aunque en muchos casos tienen la forma de anillos, en realidad se trata de cascarones esféricos en expansión. Debido a la simetría, vemos a través de más material en las orillas que en el centro, es por esto que parecen anillos.
Una muerte brillante
Las estrellas con mucha masa (entre 8 y 50 veces la masa del Sol) se expanden mucho más y se vuelven supergigantes. Un ejemplo es Betelgeuse, la estrella brillante y roja en la esquina izquierda de Orión, su tamaño es comparable a la órbita de Júpiter. Sólo hay unas pocas supergigantes más grandes que Betelgeuse.
Al igual que en estrellas de baja masa, cuando se agota el H en el núcleo de la estrella, éste se contrae y la temperatura alcanza unos 100 millones de grados, suficientes para que se inicie la fusión del He que se transforma en carbono. La estrella se infla volviéndose gigante.
Este proceso se repite cada vez que la estrella agota, en su núcleo, los elementos que cada vez son más pesados (carbono, oxígeno, neón, magnesio, etc.). El proceso de fusión es cada vez más rápido. El producto final de esta cadena de reacciones nucleares es el hierro, cuya fusión no es posible ya que en lugar de producir energía la consume.
Cuando sólo queda hierro en el núcleo de la estrella, su masa es tan grande que se produce un inevitable colapso gravitacional, pero ya no produce elementos más pesados. En la caída, los núcleos de los átomos y los electrones se fusionan produciendo una estrella de neutrones.
El material que está cayendo, a un cuarto de la velocidad de la luz, rebota en la superficie de la estrella de neutrones en forma de onda de choque, y da lugar a uno de los procesos más energéticos y espectaculares en el Universo, el estallido de una Supernova. Una estrella de este tipo puede brillar más que toda una galaxia, compuesta por miles de millones de estrellas.
Mientras que las nebulosas planetarias son iluminadas por la luz ultravioleta de la enana blanca, las supernovas brillan por el calentamiento debido a las ondas de choque. Las espectaculares nebulosas de las planetarias o de las supernovas no duran mucho, apenas unas pocas decenas de miles de años, ya que al expandirse, se enfrían y disminuyen su brillo.
Vida después de la muerte
La muerte de las estrellas en forma de supernovas da origen a nueva estrellas. Esto sucede cuando las ondas de choque, que se generan en los estallidos de supernovas, “empujan” a las nubes moleculares gigantes en el medio interestelar, provocando que comiencen la contracción gravitacional provocando la formación de una nueva generación de estrellas.
Más información
http://www.saberesyciencias.com.mx/sitio/articulos/434-aqui-viene-el-sol
http://www.saberesyciencias.com.mx/sitio/articulos/304-haro-y-la-vida-de-las-estrellas
http://www.saberesyciencias.com.mx/sitio/home/29-numeros-anteriores/154-3
http://www.saberesyciencias.com.mx/sitio/home/29-numeros-anteriores/272-numero-8
http://www.saberesyciencias.com.mx/sitio/home/29-numeros-anteriores/340-numero-12-nanociencia
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