Ciclo vital de las estrellas
El ciclo vital de las estrellas es un tema muy interesante, ya que, entre otras cosas, nos hace darnos cuenta de lo insignificantes que somos en comparación al Universo. También, el hecho de haber descubierto todo de lo que vamos a hablar, es digno de mención, pues detrás hay un laborioso trabajo de multitud de astrónomos. Nosotros vamos a tratar este tema, y aquellos que leáis nuestro trabajo os lo creeréis, al igual que nos lo hemos creído nosotros cuando leímos toda la información, procedente de distintas fuentes. Sin embargo, la pregunta es la siguiente: ¿Y cómo hicieron los pioneros en este tema para saber todo lo que nos han transmitido? Para haceros una idea, procederemos a una comparación bastante interesante que encontramos en internet. Imagínese el lector que es una mosca, que vive apenas una semana. A ti, como mosca, te surge curiosidad acerca de esos seres enormes que ocupan el mundo entero; los humanos. Te interesas en especial en su ciclo vital, pues viven mucho más que tú. Por ello, como no eres capaz de ver a un humano crecer, deber observar a personas de distintas edades: bebés, niños, adolescentes, jóvenes, adultos, ancianos… Éste es el único método de sacar alguna conclusión.
A nosotros con las estrellas nos sucede exactamente lo mismo. Las estrellas pueden vivir cientos de miles de millones de años, y un científico no vivirá para verla nacer y morir. Por ello, y debido a que el cielo está repleto de ellas, debe coger una que acabe de nacer, otra que esté en pleno desarrollo, una que vaya a morir, otra que acabe de morir… Es entonces cuando realmente se puede extraer información acerca de las estrellas. Y esto no se consigue observando ni una ni dos ni diez estrellas, sino muchas más. Todo esto lo decimos para haceros una idea sobre lo laborioso que resulta este tema que hemos escogido.
Dicho esto, procederemos a la explicación de nuestro temas. Primero os daremos una breve explicación en relación a los distintos elementos que vamos a tratar y, después, describiremos el ciclo de las estrellas.
Gráfica HR, que representa el brillo de las estrellas
frente a su temperatura.
Gigantes Rojas
Las gigantes rojas son el siguiente paso en la vida de una estrella de menos de 8-9 veces la masa solar, tienen un volumen mucho más grandes que el del Sol. Éstas se forman cuando su hidrógeno se ha fusionado en helio, y sabemos que el Sol sufrirá este proceso en aproximadamente unos 5 mil millones de años.
Durante esta etapa, la estrella emite las capas más exteriores de su atmósfera dando así origen a nubes brillantes de gas y polvo llamadas nebulosas planetarias.
Las gigantes rojas suelen venir de estrellas gigantes de masa media que tras haber quemado el hidrógeno en su núcleo comienzan a quemar hidrógeno en la cáscara que se encuentra alrededor del núcleo de helio inerte. El efecto inmediato de este proceso es un aumento en la superficie de la estrella y un enfriamiento de la misma, por lo que su color se torna rojizo. Finalmente, cuando la temperatura de la estrella aumenta demasiado, la estrella aumenta su luminosidad y volumen, hinchándose hasta alcanzar un radio de 100 millones de km. Desde este momento la estrella es considerada una gigante roja.
Sabemos que el Sol en unos 5 mil millones de años o 6 mil millones de años pasará por esta fase y llegará a ocupar un espacio tan gigante que cubrirá las órbitas de Mercurio y Venus, a continuación pongo una foto del tamaño estimado del Sol cuando sea una gigante roja frente a su tamaño actual:
Comparación de la gigante roja más grande, más pequeña y el Sol:
Enanas blancas
Las enanas blancas son una etapa en la vida de las estrellas en la cual todo el combustible se ha acabado, es una estrella de masa 9-10 veces menor que la masa solar, su volumen es un poco más pequeño que el volumen del Sol generalmente. El núcleo de estas estrellas está formado por átomos en estado de plasma, estas estrellas se compactan debido a que como en su núcleo ya no se se realizan reacciones termonucleares, las estrellas ya no tienen fuerzas de energía que eviten su colapso gravitatorio, debido a esto la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. Las enanas blancas son estrellas muy compactas porque la distancia entre sus átomos es muy pequeña, sabemos que la densidad de estas estrellas llega a alcanzar ordenes de varias toneladas por centímetro. Estas estrellas tienen una temperatura muy alta. Se sabe que el 97 por ciento de las estrellas pasarán por esta etapa en su desarrollo, incluido el Sol. Actualmente las enanas blancas son junto a las enanas rojas las más numerosas en el universo.
Comparación de dos enanas blancas que existen con el Sol:
Enana marrón
Una enana marrón es un objeto de masa subestelar que debido a su baja masa es incapaz de llevar cabo las fusiones de hidrógeno que otras estrellas llevan a cabo. Son estrellas de una masa 80 veces inferior a la de Júpiter aproximadamente aunque su tamaño es mucho más grande que el de cualquier planeta. Dado que no tienen la masa suficiente para brillar, son muy difíciles de encontrar, se parecen a un planeta gaseoso. Para verlas el mejor medio es observarlas por medio de los infrarrojos.
Supernovas
Las supernovas se forman con estrellas de masa un mayor a la del Sol. Las fusiones nucleares de estas estrellas van creando cada vez elementos más pesados hasta que se forma el hierro y, con el hierro el núcleo no puede auto soportarse y colapsa gravitacionalmente. Las capas exteriores de la estrella son emitidas en forma de una súper explosión. La parte restante de la estrella, el núcleo, queda convertido en una estrella de neutrones. Las supernovas al explotar, debido a su gran magnitud, iluminan galaxias enteras y pueden formar nuevas estructuras. A continuación podéis ver un vídeo sobre una recreación de una explosión de supernova. La última supernova que fue vista fue vista por Kepler en el 1604.
Las supernovas se clasifican en dos tipos. Las supernovas de Tipo I resultan de la transferencia de masa dentro de un sistema binario que consiste de una estrella enana blanca y una estrella gigante. Las supernovas de Tipo II son, en general, estrellas masivas individuales que llegan al fin de sus vidas con una formidable explosión.
Estrella de neutrones
Una estrella de neutrones es aquella en la cual en su núcleo sólo hay neutrones. Estas están muy compactos entre sí, con la misma densidad que un núcleo atómico, A pesar de su pequeño diámetro (alrededor de 12,5 millas, o 20 kilómetros) las estrellas de neutrones pueden presumir de contener 1,5 veces la masa del Sol, por lo que son increíblemente densas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones con el tamaño de un terrón de azúcar pesaría cien millones de toneladas en la Tierra.. Como hemos contado anteriormente, se forman en las supernovas.
Púlsares
Un púlsar es la cantidad de impulso que tiene un una estrella a la hora de su rotación. Cuando una estrella de neutrones se forma ésta tiene una gran velocidad. Alguna estrellas que rotan muy rápido emiten ondas de radio en un haz muy determinado.
Agujeros negros
Los agujeros negros son zonas del espacio en la que hay una enorme cantidad de masa acumulada y debido a esto la velocidad de necesaria para escapar de la atracción de un objeto es mayor que la de la luz, ergo nada puede escapar de un agujero negro.
Estos se forman cuando una estrella con aproximadamente 8 veces más masa que el sol colapsa. Para que un agujero negro se pueda formar se necesita un objeto de enorme densidad. Para que os hagais una idea, toda la masa del sol debería estar en un objeto de 6 km de diámetro.
Dependiendo de su masa los agujeros negros se clasifican en tres tipos:
-Agujeros negros supermasivos: Su masa es millones o miles de millón de
veces mayor que la del sol
-Agujeros negros de masa estelar: Son aquellos que se forman cuando una
estrella que tiene alrededor de el doble de masa que el sol explota y se
convierte en una supernova
-Micro agujeros negros: Se estima que su masa es igual a la masa de Planck que
es del orden de 2 x 10-8 kg. Debido a su pequeño tamaño se desintegran en un corto
de tiempo. A pesar de su escasa masa poseen una densidad de 1093 g/cm³.
Un agujero negro se forma cuando una estrella de grandes dimensiones se destruye. Cuando esto sucede las capas exteriores se alejan de la estrella mientras que las interiores implotan compactandose y dando lugar a la gran densidad que caracteriza a los agujeros negros.
Una vez explicado todo esto, procederemos a explicar detenidamente las diferentes etapas por las que pasa una estrella durante su ciclo vital.
Todo comienza con la acumulación de partículas, especialmente de helio y de hidrógeno, y de polvo estelar, que se mantiene próximo debido al efecto de la gravedad. El proceso de creación es violento y lleva consigo la formación de discos, que alimentan de materia a la estrella naciente (o protoestrella), y expulsiones de materia a cientos de kilómetros por segundo.
Protoestrella.
La temperatura y densidad en el centro de la protoestrella aumentan conforme se acumula la materia hasta permitir que los átomos de hidrógeno se fusionen para formar átomos de helio en un proceso que libera grandes cantidades de energía. Cuando comienza este proceso, que constituye el motor de una estrella durante su vida, decimos que se ha formado una nueva estrella: una enorme esfera gaseosa cuya parte más externa, la atmósfera, podemos ver de forma directa. Poco queda ya alrededor de la estrella de la materia que la formó. Sin embargo, la materia en el disco puede condensarse y formar planetas, cometas o asteroides, es decir, un sistema planetario.
El Sistema Solar es un ejemplo de sistema planetario.
Las estrellas tienden a formarse en cúmulos debido a la acción de la gravedad. Todas las estrellas de un cúmulo se forman al mismo tiempo y, aunque coinciden en edad, no todas evolucionan al mismo ritmo: los procesos internos son lentos en las estrellas con poca masa -que pueden vivir miles de millones de años- y más rápidos en las estrellas de mayor masa, que completan su ciclo vital en pocos millones de años.
Cúmulo estelar M13.
La formación de una estrella solitaria, como el Sol, no es lo más común. Además de formarse en cúmulos, dos tercios de las estrellas forman parte de sistemas estelares dobles ligados gravitacionalmente. El estudio de las órbitas de las estrellas dobles permite deducir las masas de las componentes. Estos valores, combinados con otras propiedades y modelos teóricos, hacen posible obtener calibraciones para estimar la masa de otras muchas estrellas.
Las estrellas que cumplen la característica de girar una entorno a la otro, se conocen como estrellas binarias. Un claro ejemplo de este tipo serían Sirio A (de mayor tamaño) y Sirio B (de menor tamaño).
Una vez pasado el proceso de formación, decimos que la estrella es adulta. El Sol, por ejemplo, se encuentra ahora mismo en esta etapa. Ésta no resulta nada plácida ni pacífica, pues sus procesos físicos internos dan como resultado fenómenos observables en su atmósfera: vientos estelares, llamaradas, manchas frías y campos magnéticos. En algunas estrellas, las inestabilidades internas se traducen en pulsaciones y convulsiones, similares a un terremoto, cuyo estudio proporciona valiosa información sobre sus procesos internos.
Finalmente, el agotamiento del hidrógeno en el centro marca el principio del fin en la vida de una estrella. Para mantener su equilibrio, la estrella crece de forma masiva y se convierte en una gigante roja, con un tamaño similar a la distancia desde la Tierra -o incluso desde Júpiter- al Sol.
Comparación entre Arcturus y Pólux, dos gigantes rojas, con el Sol.
La masa inicial de la estrella desempeña un papel crucial en su final. Los modelos teóricos y las observaciones indican que si la masa estelar no alcanza unas siete veces la masa del Sol, la estrella expulsará toda su atmósfera y dejará al descubierto un núcleo caliente que ilumina la envoltura gaseosa. Se forma entonces una nebulosa planetaria cuyo núcleo, una enana blanca con temperaturas de decenas de miles grados y tamaño similar al de la Tierra, es incapaz de producir energía y se enfría lentamente hasta perderse de vista.
Nebulosa planetaria, con la enana blanca en el medio.
Las estrellas que superan en unas siete veces la masa del Sol explotan como supernovas, uno de los fenómenos más violentos del Universo: lanza la materia estelar al espacio a velocidades de miles de kilómetros por segundo y sólo queda el núcleo central, de pocos kilómetros de diámetro, en el que se concentra una masa mayor que 1,4 veces la solar.
Dos fotografías de dos supernovas.
Este núcleo puede desarrollarse como una estrella de neutrones que gira rápidamente -un púlsar-.
Fotografía de una estrella de neutrones.
O, si su masa es mayor que 3,2 veces la del Sol, como un agujero negro -una concentración de materia tal que ni la luz puede escapar de la acción de su gravedad.
Fotografía de un agujero negro
La materia que expulsan las estrellas, principalmente al final de su vida, retorna al medio interestelar donde, tras largos procesos dinámicos, se agrupará y desencadenará la formación de una siguiente generación de estrellas. Dicha materia se encuentra enriquecida por nuevos elementos químicos que se fabricaron en los interiores de la primera generación de estrellas o, incluso, en su propia muerte explosiva en forma de supernova. Tales elementos químicos son los que podemos encontrar en la Tierra y que conforman, ciertamente, el material de que estamos hechos los seres vivos.
Esquema de todo lo que hemos explicado.
Que flashero man
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