No es que nos vayamos a poner románticos, pero hablemos un poco sobre
la separación, por lo general drástica, que marca el final
de la vida de una estrella.
En primer lugar veremos estableceremos lo que entendemos por "vida"
de una estrella para entender las formas posibles en las que puede concluir.
Estrella muerta y adecuadamente despedazada.
El pequeño punto brillante del centro es lo que quedó del núcleo, mientras que la estructura en forma
de anillo de colores es lo que constituyó en el pasado la parte exterior de la estrella.
Este es un ejemplo de nebulosa planetaria llamada M57.
Como ya se había mencionado en otras entradas las estrellas son sistemas regulados por el calor que producen.
Y siempre hemos de recordar que una estrellas es una enorme esfera de gas (ok ok, en realidad es plasma, pero un tipo de gas a fin de cuentas).
Y al estar la parte interna de esta esfera de gas sometida a muy alta presión por tener que soportar el enorme peso de las capas exteriores se calienta llegando a temperaturas sumamente elevadas, y como el hecho de que un cuerpo se encuentre muy caliente implica que sus partículas se estén moviendo muy rápido, se tienen las condiciones suficientes como para iniciar el proceso de fusión nuclear, que consiste en chocar un núcleo de un átomo contra otro a velocidades tan altas que se queden pegados formando un nuevo núcleo mas grande.
De esta manera, las estrellas fusionan su componente mas abundante
que es el Hidrógeno para generar Helio el cuál se va a cumulando en el centro (por ser mas pesado que el Hidrógeno, el Helio "cae" al centro de la estrella).
De esta manera la estrella va fabricando átomos cada vez mayores, pasando por el litio, berilio, oxigeno, nitrógeno, etc etc, hasta llegar al Hierro.
De esta manera la estrella va fabricando átomos cada vez mayores, pasando por el litio, berilio, oxigeno, nitrógeno, etc etc, hasta llegar al Hierro.
Pero las condiciones de presión y temperatura necesarias para fusionar Hierro no las puede alcanzar una estrella ya que se requiere tanto calor, por lo tanto, un presión tan elevada que implica un masa que haría que la estrella se autodestruya instantáneamente antes de alcanzarla.
Por lo que tener un núcleo lleno de Hierro implica el final de la actividad normal de una estrella.
Es lo que se le llama "fin de la vida adulta de la estrella"
o en términos astronómicos, "salir de la secuencia principal".
En cuanto suceda que la estrella sale de la secuencia principal pasa
En cuanto suceda que la estrella sale de la secuencia principal pasa
a una etapa llamada "Gigante roja" que dura unos cuantos millones de años (muy poco para términos de la vida de una estrella) en la cuál fusiona Helio para producir núcleos de átomos mayores.
Pero el tiempo que tarde dentro de la secuencia principal y lo que pase cuando sale ya dependerá de cada estrella, veamos algunos casos:
Posibles rutas de evolución, es decir, diferentes tipos de "vidas"
que pueden tener las estrellas en función de la masa que tengan
Estrellas muy chicas.
- Para estrellas que tenga la mitad de la masa del sol
o menos, tardarán mucho en terminarse el hidrógeno disponible ya que en sus núcleos tendrán presiones y temperaturas para mantener la fusión
sólo en regiones limitadas.
Y al terminar de fusionar todo el hidrógeno del núcleo y llenarse este de Helio, la estrella se encontrará en una situación en la que será una esfera de Helio cubierta de una delgada capa de Hidrógeno.
Pero esa capa no será lo suficientemente pesada como para comprimir el Helio lo suficiente como para fusionar el Helio, por lo que la fuente de energía
de la estrella se apagará y la estrella habrá terminado su "vida" entrando
en una etapa conocida como "enana roja" en la cuál se irá enfriando lentamente hasta llegar a ser una "enana blanca" y por último
una enana negra.
Esta última es ya la etapa final, un cuerpo frío que no genera energía
y es muy parecido a un planeta como Júpiter en versión gigante.
Estrellas de masa media.-
Estrellas de masa media.-
Cuando la estrella es mayor a las 0.5 masas solares el Helio producido
se acumula formando un núcleo de considerable masa cuya gravedad llega
a comprimir las capas de Hidrógeno directamente sobre él permitiendo
que continúe la fusión aunque esta vez sería fuera del núcleo.
Este proceso continúa hasta que se acumule tanto Helio que se den las condiciones para iniciar la fusión de este elemento.
Así comienza a cadena CNO que es una seria de reacciones nucleares
que produce toda una variedad de elementos químicos pesados.
En estas estrellas, se genera una gran cantidad de energía en esta etapa tardía de su vida, por lo que las capas exteriores se calientan y se expanden, pero dicha expansión provoca que la parte mas exterior de la estrella sea mas fría y se vea roja, de ahí que estas estrellas viajas se les llama "gigante roja".
El final de esta etapa llega cuando el cuerpo se torna inestable y comienza
a arrojar las capas exteriores formando una nebulosa planetaria, al suceder esto el núcleo se queda sin las capas que lo presionaban y consecuentemente se detiene la fusión por lo que se comienza a enfriar y termina sus días
como una enana blanca.
Estructura de una estrella muy masiva de edad avanzada.
Se muestran las zonas de fusión de varios elementos dejando un núcleo de Hierro.
Estrellas muy masivas.-
Ahora llegamos a lo bueno, las estrellas masivas.
En estos cuerpos con núcleos enormes, no solo se fusiona Hidrógeno
y Helio sino que se logran las condiciones para fusionar otros elementos expandiendo la estrella hasta tamaños considerables, y como se mencionó antes, llegando hasta el Hierro.
Pero en estos casos el momento en el que se detiene la fusión es cuando
el núcleo se llena de Hierro, lo que causa un repentino descenso
en el temperatura. Y manda a las capas exteriores acelerándose en caída sobre el núcleo hasta que "rebotan" sobre él y chocan unas partes contra otras generando una explosión muy violenta llamada "super-nova".
Durante este proceso es cuando se generan los elementos mas pesados que el Hierro y suele terminar con un remanente estelar (lo que queda del núcleo) que puede llegar a ser de masa considerable.
estrellas de neutrones y hoyos negros.
Las estrellas al morir se despedazan y solo queda el núcleo para formar
el llamado "remanente" (es decir el "cadáver" de la estrella) el cuál puede
ser de diferente masa.
Y esto es lo fundamental, ya que al ser el remanente de diferente
masa su destino cambiará, veamos los tres casos:
Diagrama de la vida de una estrella como el Sol, terminando en una Enana Blanca.
Hasta 1.4 veces la masa del Sol.-
Es el caso de estrellas relativamente chicas,
que al morir dejan un remanente pequeño.
En este caso, la materia que queda después de la formación de la nebulosa planetaria se comienza a enfriar y a compactarse.
Inicialmente emitirá luz y calor por la temperatura que tiene
(por eso es "enana BLANCA") y tarde o temprano llega a la una temperatura tan baja en la cual no puede emitir mas de manera apreciable y se termina transforma en enana negra.
En estos cuerpos la materia se compacta tanto como al materia que tenemos en la Tierra, donde las parte exterior de un átomo (la nube de electrones) chocan directamente contra la de su vecino
y eso detiene el proceso de colapso.
Es decir, una enana blanca se mantiene de un tamaño determinado
por el choque sus átomos.
Un remanente con la masa del sol que sea enana blanca tendría el tamaño aproximado de la Tierra.
De 1.4 a 3 veces la masa del Sol.-
Supongamos que la estrella recién fallecida deja un remanente en este rango de masas, al enfriarse y compactarse se llega al punto en el cuál un átomo cualquiera choca con sus vecinos.
Pero por la enorme masa, la gravedad será suficiente como para aplastar
los átomos y quebrarlos, haciendo chocar electrones de la nube exterior con los protones del núcleo.
En este caso, lo que quedan son neutrones, tanto los que ya tenían
los átomos originales como los resultantes del choque electrón-protón.
De aquí el nombre de Estrella de Neutrones.
Curiosamente, estos cuerpos que son mas masivos que las enanas blancas son mas pequeños ya que su gravedad es mucho mayor y en consecuencia
se compactan más.
Además, la fuerza que las sostiene es el choque de un neutrón contra otro,
lo que permite que la materia se compacte mucho ya que los átomos tienen mucho espacio vacío (son casi tan vacíos como el sistema Solar)
y ese espacio es mejor aprovechado al tener puros neutrones
uno contra el otro.
Un cuerpo de la masa del Sol, pero con la densidad de una estrella
de neutrones tendría el tamaño de una ciudad.
Esquema ilustrativo de la diferencia entre materia normal y ladegenerada (como se le llama a la materia muy compacta) la materia normal se encuentra en casi toda la enana blanca, salvo el núcleo que contiene un poco de materia electro-degenerada. Las estrellas de neutrones contienen de la baryo-degenerada.
Mas de 3 veces la masa del sol.-
Ok, se necesita una estrella realmente grande para dejar un remanente
de estas dimensiones, pero si sabemos de algunas.
Pero ¿qué pasa con la materia bajo estas condiciones?
Pues pasa por la etapa de enana blanca, se continúa compactando hasta ser puros neutrones.....pero continúa compactándose.
La gravedad de estos cuerpos es tan alta que no existe fuerza, proceso
o proceso burocrático que la detenga (la Secretaría de Hacienda está trabajando en ello, creo que quieren poner un impuesto a la gravedad)
en tal caso se forman los hoyos negros.
de hecho el concepto de "tamaño" no se aplica muy fácilmente
en estos sistemas.
El nombre de "hoyo negro" se da por que la gravedad se dispara de manera
tal que se forma un "región" de donde la velocidad de escape es mayor
a la de la luz que es lo más rápido en el universo,
por lo tanto nada puede salir.
El paso de un hoyo negro entre una galaxia lejana y un observador.
El hoyo negro no emite luz, pero su gravedad es tan fuerte que curva la luz
que pasa cerca de él distorsionando las imágenes.
Así vemos que lo que sea de la estrella muerta dependerá de su masa,
espero en otra entrada hablar más al detalles sobre como al masa determina el futuro de las estrellas.
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