Cuando miramos al cielo en las noche, podemos observar miles de estrellas, que nos cautivan por sus magníficos brillos, y que aparentan ser las mismas en el transcurso de los años. Por ejemplo el sol, a simple vista, pareciera ser aburrido, invariante, sin nada especial; pero si utilizamos diversos instrumentos astronómicos, y lo estudiamos a través de la física nuclear, podemos observar el constante cambio que se presenta en dicho astro, y hasta predecir, a partir de modelos, el futuro de éste en unos cuantos miles de millones de años; y no podemos convencernos de que solo pasa en este sistema, no somos tan especiales, porque esta dinámica aplica a todas las estrellas del universo observable; en otras palabras, todas las estrellas evolucionan, así como las especies en la tierra, ellas nacen, viven, y mueren, pero en escala astronómica, estos tres procesos, son una gran majestuosidad, más adelante usted sabrá porqué.
Empecemos, entonces, por el principio:
El nacimiento (Fase I Pre Secuencia Principal):
Nos situamos en el medio interestelar, ubicado, según lo menciona Palomares (2015), “(…) en las zonas libres del espacio existentes entre las estrellas de una galaxia y está compuesto de gas, polvo y plasma.” (p.2); allí se ubican algunas nubes moleculares o nebulosas, caracterizadas por tener alta densidad de materia y una baja temperatura, lo cual conlleva a la existencia, muy abundante, del hidrógeno, siguiendole el carbono, entre otros. (Wikipedia, 2018)
En estas nubes de gas y polvo, compuesto por diversos elementos, se comienza a concentrar la materia en algunas regiones de su estructura, lo que implica un aumento de densidad, apareciendo una perturbación gravitacional. Esto, conlleva, en muchos casos, la contracción de la materia, pues la gravedad supera la presión de los gases de la nebulosa; este fenómeno es comúnmente llamado “colapso gravitacional”, el cual pasa por tres fases:
- Colapso isotérmico
- Colapso adiabático
- Colapso de los fragmentos (Palomares, 2015)
Como se ve en la imágen, estas torres de gas y polvo concentrado, son cunas de estrellas, por algo su nombre “pilares de la creación”, allí comienzan a formarse esferas que colapsan gravitacionalmente más rápido que el resto de material, llamadas “protoestrellas”. “Una protoestrella ya puede ser considerada como un sistema astrofísico independiente de la nube de la que se ha formado.” (Palomares, 2015, p.6). Esta se caracteriza por tener una estructura y tamaño unas decenas o centenares de veces más grande que la/el del sol, con una temperatura, inicialmente muy baja, por lo cual no hay una presión que compense la gravedad a la cual está sumido dicho cuerpo; pero al cabo de unos cientos de miles de años este factor comienza a aumentar, por lo tanto “(…) la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta.” (Wikipedia, 2018).
Cuando este cuerpo alcanza la temperatura de 2.000 K, se libera gran cantidad de gas formado por “átomos libres”, el cual se sitúa, en su mayoría, alrededor de la protoestrella, el cual se mueve rodeándola, creando así la acumulación de materia. (Wikipedia, 2018)
Niñez (Fase II Pre Secuencia Principal):
Esta acreción se da por medio de lo que se llama “disco circunestelar” (Palomares, 2015), que sería esa “arepa” de gas y polvo que rodea la estrella en su formación, la cual podría formar, a su vez, protoplanetas, o simplemente se expulsaría al espacio por el viento estelar (Wikipedia, 2018). Es de este disco que la estrella se “nutre”, engordando cada vez más por la masa que es atraída por la gravedad de este objeto en formación.
Como se dijo, la protoestrella, paulatinamente, está obteniendo masa, lo que implica, a su vez, un aumento en la temperatura, iniciando la fusión del deuterio, produciendo una disminución de la velocidad del colapso gravitacional; aún así, se continúa compactando esta esfera. Luego de ello, por fín, se comenzará a producir helio, a partir de la fusión del hidrógeno, por la cadena protón-protón (Palomares, 2015) o del ciclo CNO o ciclo de Bethe (Wikipedia, 2018). Desde allí, se comienza a llamar estrella, entonces, ¿deberíamos ubicar esta fase en nacimiento?, decidalo usted.
Eso sí, comprenda que no todas las protoestrellas cumplen el cometido de nacer, pues aparece lo denominado como “enana marrón” , estrellas fallidas que poseen una masa menor a 0,08 masas solares (MS). Llegan a fusionar deuterio y el tritio, por lo cual producen calor por convección y emiten en el infrarrojo (Palomares, 2015).
Madurez (Fase Secuencia Principal):
“(…) la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, (…) y la nuclear” (Wikipedia, 2018)
En relación con lo mencionado inmediatamente antes, lo cual deberá tenerse muy presente en el transcurso de la lectura, en esta periodo de “juventud” la estrella realmente estará en paz interior, en promedio durante casi el 90% de su vida, pues habrá un equilibrio entre la gravedad ejercida por la masa de la estrella, y la presión generada por la fusión nuclear creada en el centro de esta; lo anterior es formalmente llamado “equilibrio hidrostático”.
Durante esta fase el hidrógeno es el único elemento que se estará fusionando en el núcleo de la estrella, brindándole la energía necesaria para estar en equilibrio, por lo tanto vendría siendo una especie de combustible muy especial; pero la cuestión es: ¿cuánto durará la estrella en agotar todo ese “combustible”, pasando entonces a la siguiente fase que sería la vejez?. La respuesta a esta pregunta se determina a partir de la masa que posee, inicialmente, la estrella; es decir “Cuanto mayor es la masa, menor es la vida de la estrella ya que esta se consume con más rapidez.” (Palomares, 2015), por consiguiente, si la masa es menor, es los átomos de hidrógeno, tendrán mayor duración en la estrella.
Para continuar a la posterior fase, y partiendo de la serie La vida privada de las estrellas, se clasifica, de manera muy simplificada, estrellas que se encuentran dentro de esta fase, comúnmente llamada Secuencia Principal (SP), pues existen muchas formas de hacerlo partiendo de diferentes variables, como se puede observar en el muy conocido diagrama de Hertzsprung-Russell (véase diagrama H-R). Teniendo en cuenta eso, la clasificación empleada para este texto será, entonces,: pequeñas, medianas y grandes.
Lo anterior se refiere a que todas las estrellas, al pasar por dicha fase, tienen diferentes magnitudes, principalmente, de su masa y tamaño, donde de acuerdo a cada particularidad, ubicada dentro de un rango, se comenzará a definir el camino hacia la vejez y muerte de éstas.
Vejez y Muerte (Evolución posterior a la Secuencia Principal):
Siguiendo la analogía de la batalla entre la gravedad y la fuerza nuclear, la segunda se debilitó del todo, perdió esperanzas, ya no es capaz de contener toda la furia de la primera y decide rendirse; frente a ello, la primera, no es tonta para nada, y ve ello como la oportunidad perfecta para mostrar su grandeza. Es allí, en estas últimas palabras, que la gravedad, naturalmente, decide comprimir la masa de la estrella, aumentando su densidad, aumentando su densidad, llegando a fusionar otros elementos. Veremos, más adelante, que la presión decide tomar riendas en el asunto, ya no impartiendose por la fusión del hidrógeno, sino de átomos de helio, y otros elementos más pesados.
Tenemos, entonces, unos posibles horizontes, ya estandarizados, para estos cuerpos que están empezando su vejez. A partir de esto, se creó una clasificación de fases posteriores, que parten de unas condiciones iniciales, de tamaño y masa. Estas posibilidades son, según lo planteado en la serie creada por El Tamiz, con base a algunos artículos de Pedro Gómez-Esteban:
- Estrellas Pequeñas (SP): Son estas estrellas que, por su tamaño, tardan mucho en fusionar el hidrógeno, pero en el momento en que se comienza a agotar este combustible, inicia la contracción de este cuerpo, ya que la gravedad obtiene el poder. Además, para estas estrellas, no es posible fusionar los átomos de hidrógeno ya formados, por lo tanto, sigue colapsando la masa hasta el punto de que los “electrones degenerados” (El Tamiz), al estar tan unidos unos de el otro, frenan dicho empoderamiento de la gravedad, generando una cierta estabilidad.
A este punto, la estrella se convierte en una Enana Blanca, caracterizada por tener un color azul blanquecino, y por tener una alta temperatura, pero debido a su pequeño tamaño, ésta no brilla mucho. Esta estrella se va enfriando lentamente hasta llegar a obtener un color rojizo, hasta negro.
- Estrellas Medianas (SP): En esta clasificación se encuentra el sol; es decir, lo que se describe vagamente aquí, será la vejez y muerte del sol. Pasa, entonces, que luego de agotarse el hidrógeno de estas estrellas, como se mencionó anteriormente, estas comienzan a comprimirse, y por lo tanto aumentará su temperatura; aunque ahora sí, debido a su tamaño, podrá, nuevamente, quemar el combustible de hidrógeno encontrado en sus capas externas.
Estas, comenzarán a expandirse, pues allí se creará gran cantidad de helio, convirtiéndose en una estrella gigante, lo que implica una disminución de la temperatura, creándose, así, una Gigante Roja, caracterizada por su color rojo o anaranjado, muy brillante, gracias a su tamaño. Debido a esto, la estrella dejará de tener reacciones nucleares, por lo cual la gravedad comenzará, nuevamente, a actuar sobre la materia, comprimiendola, generando el aumento de su temperatura, y, por lo tanto, aparecen nuevas fusiones de helio, lo que nuevamente generará una expansión, hasta que la cantidad que queda de este átomo, ya no sea capaz de fusionarse, siguiendo el mismo ciclo, pero creando ya elementos más pesados. Se deberá pasar por esto una y otra vez hasta el punto de obtener carbono y oxígeno, gracias al proceso triple alfa.
A lo que queda de la estrella, luego de esto, se le llamará Enana Blanca, que tendrá, a su alrededor, gas y polvo generado en dicho proceso. A la suma de esto en su conjunto, se llama Nebulosa Planetaria.
- Estrellas Grandes (SP): La masa de estas estrellas sobrepasa el límite de Chandrasekhar, lo que implica que ya no podrán convertirse en Enanas Blancas. Para estos cuerpos, de gran tamaño, sucede lo anterior, pero muchas más veces, creando, así: helio, carbono, neón, oxígeno, silicio y hierro; durante esto, la esfera se expande y contrae cada vez a mayor rapidez. Al llegar al hierro, se finaliza el camino de producción de energía, por lo tanto la gravedad por fin podrá hacer de las suyas, trayendo como consecuencia lo que se denomina una Supernova, ya que al colapsar el núcleo de la estrella, se emite muchísima energía, la cual, hace que explote la parte externa de la estrella, liberando, en gran medida, radiación. Y es durante esta explosión donde se pueden obtener más elementos pesados.
Ahora, en cuanto a lo que queda del núcleo, pueden existir dos posibilidades: se crea una Estrella de Neutrones (si la masa inicial de la estrella es equivalente a 20 MS), o se crea un Agujero Negro (si la masa inicial de la estrella está entre 20 y 50 MS).
Si usted ya sabía de evolución estelar, se dará cuenta que describo, muy por encima, sólo algunos procesos por los que pasan las estrellas. La idea de este texto, para usted como lector, es que sea consciente del cambio que viven las estrellas a través de los años, y que a partir de ello se genere preguntas como: ¿y entonces qué podría pasar con la tierra cuando el sol se convierta en una gigante roja o, aún más, cuando sea una enana blanca?. Es interesante, porque nosotros surgimos de todos esos cadáveres de estrellas o “remanentes estelares”, compuestos de diversos elementos, de los cuales estamos compuestos, porque como lo dice Carl Sagan “Somos polvo de estrellas”.
REFERENCIAS:
-
La vida privada de las estrellas: https://www.youtube.com/watch?v=BUbwOOOkVOs&index=1&list=PLfclKlyC3Sdm-spBhxwgv75xTDnlUVE38
- Palomares, 2015, Formación y Evolución Estelar
- Mola Saber, Evolución Estelar: https://molasaber.org/2014/11/18/evolucion-estelar-para-todos-los-publicos/
- Wikipedia: https://es.wikipedia.org/wiki/Nube_molecular – https://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_estelar#Protoestrella – https://es.wikipedia.org/wiki/Disco_circunestelar – https://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar
- Equilibrio hidrostático: http://nerdsocietyblog.blogspot.com/2015/06/equilibrio-hidrostatico-explicacion.html
- Diagrama H-R:
- Nebulosa Ojo de Gato: http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_211.html
- Ute Kraus, Physics education group Kraus, Universität Hildesheim, Space Time Travel, (background image of the milky way: Axel Mellinger) – Gallery of Space Time Travel
- http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_219.html Larger version uploaded from http://chandra.harvard.edu/photo/printgallery/2004/ a NASA-sponsored site
- END
- Carl Sagan, Somos Polvo de Estrellas
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