ASTRONOMÍA. Lo que hay que saber sobre el ciclo de vida de las estrellas

  Fuente: Pixabay/pexels Las estrellas son bolas gigantes de gas que emiten luz y calor.  Se componen principalmente de gases de hidrógeno y...

 

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Las estrellas son bolas gigantes de gas que emiten luz y calor. Se componen principalmente de gases de hidrógeno y helio y pueden tener masas enormes. Por ejemplo, la estrella más pesada encontrada hasta ahora en nuestro universo, llamada R136a1, tiene una masa de alrededor de  315 veces la de nuestro Sol y es casi 9 millones de veces más luminosa. 

Las estrellas son tan pesadas que deberían colapsar debido a la fuerza de gravedad hacia adentro ejercida por su propio peso, pero gracias a las reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en sus núcleos, la enorme fuerza gravitacional hacia adentro se equilibra con el fuerte calor y las presiones que se encuentran dentro de una estrella. Este equilibrio entre la gravedad y la presión del gas a partir de la generación de energía se denomina equilibrio hidrostático , y se autorregula y se ajusta con precisión.

Entonces, si la tasa de generación de energía en el núcleo se reduce, la gravedad se vuelve más prominente y la estrella comenzará a contraerse, aumentando la temperatura y la presión del núcleo de la estrella, lo que puede conducir a una mayor generación de energía y un retorno al equilibrio. Sin embargo, eso no implica que las estrellas sean eternas. Al igual que nosotros, también pasan por un ciclo de nacimiento y muerte.

¿Cómo nace una estrella?

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El medio interestelar (la región entre las estrellas) contiene muchas nubes gigantes y difusas de polvo y gas (principalmente hidrógeno y helio). Estas nubes se llaman nebulosas y generalmente cubren áreas que se extienden a lo largo de muchos años luz. Algunas nebulosas conocidas incluyen la Nebulosa del Águila (que contiene los Pilares de la Creación), la Nebulosa del Saco de Carbón (una nebulosa oscura visible a simple vista) y la Nebulosa de Orión (que también es visible a simple vista). 

Aunque el gas y el polvo en una nebulosa se dispersan, eventualmente, la turbulencia dentro de la nebulosa hace que se comiencen a formar grupos llamados nudos, y atraen más y más gas y polvo debido a la gravedadA medida que la masa de este grupo alcanza un valor suficiente, comienza a colapsar bajo su propia fuerza gravitatoria. La materia dentro del nudo se vuelve más y más densa, y la temperatura de la materia en el centro del nudo aumenta. 

Este núcleo caliente y denso se convierte en una protoestrella. Con suficiente materia presente, el colapso continuará y el núcleo de la protoestrella seguirá volviéndose más denso y caliente. Eventualmente, se volverá lo suficientemente caliente y denso como para que el hidrógeno se fusione en helio, liberando grandes cantidades de calor y luz. ¡Es en este punto que nace una estrella! 

El escenario principal cuando una estrella madura

Este proceso del colapso de la nube de polvo cósmico y eventualmente la formación de una estrella puede llevar millones o miles de millones de años . También es importante tener en cuenta que no todo el material del grupo se convertirá en parte de la estrella; el material sobrante puede convertirse en planetas, asteroides o cometas, o incluso permanecer como polvo. 

Una vez que se forma una estrella y comienza la fusión dentro de su núcleo, no continúa colapsando porque la energía expulsada de la reacción de fusión nuclear en su núcleo provoca una presión de radiación hacia el exterior que contrarresta la atracción gravitacional hacia el interior, manteniéndola en equilibrio. La etapa en la que se estabiliza la fusión termonuclear es la fase madura de la estrella y se denomina secuencia principal.

Aunque el proceso se ha simplificado aquí, la fusión estelar no es una simple fusión de dos átomos de hidrógeno para formar helio. A las altas presiones y temperaturas del núcleo de la estrella, los electrones se separan de los núcleos, dejando plasma, una mezcla de iones y electrones cargados positivamente. 

Cuando dos iones de hidrógeno, que son solo protones, chocan, forman el núcleo de un isótopo de hidrógeno llamado deuterio y positrones. Y cuando dos de estos núcleos de deuterio se fusionan, forman un núcleo de helio  (He-4) O bien, pueden interactuar con otros protones para producir otro isótopo de helio (He-3). Dos núcleos de He-3 pueden fusionarse para formar un núcleo de berilio inestable (Be-6), que se rompe para dar He-4 y dos protones. La energía se libera en cada paso.

El diagrama de Hertzsprung-Russel. Fuente: Richard Powell/Wikimedia Commons

La producción de energía, el color, la temperatura, el brillo y la vida útil de la estrella varían según la cantidad de materia involucrada durante su nacimiento. El color de una estrella indica su temperatura y tamaño (consulte el diagrama Hertzsprung Russel anterior): las rojas son las más frías y pequeñas, y las azules son las más calientes y grandes.

Muerte de una estrella

La fusión de iones de hidrógeno para formar núcleos de helio es básicamente lo que alimenta el brillante ciclo de vida de una estrella. Sin embargo, una estrella tiene una cantidad limitada de hidrógeno en su núcleo. Una vez que se fusiona todo el hidrógeno en el núcleo, las reacciones nucleares ya no tienen lugar y la estrella comienza a colapsar nuevamente bajo la fuerza de su gravedad. 

Mientras tanto, el exceso de hidrógeno disponible fuera del núcleo forma una capa y la fusión continúa en esta capa. Esto da como resultado una situación en la que el núcleo se contrae debido a la gravedad y se vuelve más denso y caliente, y la capa se expande debido a la fusión y el enfriamiento. Esta estrella más grande y en etapa tardía se llama  "Gigante Roja" .

El núcleo más caliente también puede soportar otras reacciones nucleares que usan helio para formar elementos más pesados, pero estas reacciones liberan cada vez menos energía y no pueden sostener a la Gigante Roja. Estas reacciones atómicas eventualmente crean una presión hacia el exterior que empuja las capas externas de la estrella más lejos. El tamaño de la estrella determina el destino final de la Gigante Roja.

En estrellas de tamaño bajo o mediano (hasta unas 7 veces la masa del Sol), una vez que el helio del núcleo desaparece, la estrella se desprenderá de la mayor parte de su masa, formando una nube de material llamada nebulosa planetaria. El núcleo continuará enfriándose y encogiéndose, dejando atrás una bola pequeña y densa llamada enana blancaLa presión de los electrones que se repelen entre sí en su núcleo evita que la enana blanca se colapse aún más. 

Sin embargo, a medida que las reacciones de fusión se ralentizan y se detienen, la enana blanca eventualmente se enfriará hasta que alcance la misma temperatura que su entorno circundante. En este punto, se llama enana negra


El ciclo de vida de una estrella. Fuente: NASA

En un sistema estelar binario o múltiple , si una enana blanca está lo suficientemente cerca de otra estrella, entonces puede absorber algunos de los hidrógenos de las capas externas de la otra estrella hacia su propia superficie. Este hidrógeno nuevamente comienza a fusionarse y expulsa el material restante. Este proceso puede repetirse. Cada vez que la fusión comienza de nuevo, habrá un aumento repentino en el brillo y luego un lento retorno a su estado original, por lo que se denominan nova.

En estrellas más grandes, el proceso es similar: cuando se agota el suministro de helio, el núcleo se contrae. Sin embargo, si el núcleo tiene suficiente masa, ocurren otras reacciones de fusión, hasta que el núcleo se llena de átomos de hierro. Hasta este punto, la salida de energía permite que la estrella luche contra la fuerza de gravedad interna. Sin embargo, fusionar hierro para formar elementos más pesados ​​requiere mucha energía, por lo que una vez que hay suficiente hierro, la estrella ya no emite suficiente energía para mantener el equilibrio y pierde la lucha contra la gravedad.

A medida que la gravedad acerca los átomos de hierro, el núcleo se  reduce a un tamaño muy pequeño (unas pocas millas de diámetro) y  las temperaturas aumentan enormemente. Finalmente, la fuerza de repulsión entre los núcleos cargados positivamente supera la fuerza de la gravedad y el núcleo se expande violentamente en la onda expansiva de una supernova.

En una supernova, alrededor del 75% de la masa de una estrella es expulsada al espacio. Eventualmente, el polvo y el gas de la supernova se unirán debido a la gravedad, se convertirán en una nebulosa y el ciclo continuará.

El destino del núcleo restante depende de su masa. Si el núcleo sobrante tiene entre 1,4 y 5 veces la masa de nuestro Sol, colapsará en una estrella de neutrones. Si el material restante es más grande que esto, colapsará en un agujero negro

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