Desde tiempos ancestrales, el ser humano se ha maravillado con las estrellas, maravillado con las estrellas, agrupándolas en el cielo en constelaciones para identificarlas con facilidad y contar diferentes historias. Parecería que las estrellas son inmutables, que siempre se encuentran en el mismo lugar y brillan de la misma forma; sin embargo, al estudiar la luz de las estrellas pueden observarse ciertas diferencias entre ellas. Con lo cual pueden agruparse de acuerdo a sus propias características, y es basado en estas particularidades que se han determinado diferentes caminos evolutivos que una estrella puede seguir según sea su masa inicial; de manera que, si bien las estrellas no son organismos vivos, sino que son enormes bolas de plasma que se mantienen en equilibrio hidrostático, sufren cambios a través de los años

Ruiz, Verónica

LAReferencia - Red Federada de Repositorios Institucionales de Publicaciones Científicas Latinoamericanas

La vida de las estrellas

Repositorio Digital de la Ciencia y Cultura de El Salvador REDICCES

Verónica Ruiz*28La vida de las estrellasIntroducciónDesde tiempos ancestrales, el ser humano se hamaravillado con las estrellas, agrupándolas  en elcielo en constelaciones para identificarlas confacilidad y contar diferentes historias.Parecería que las estrellas son inmutables, quesiempre se encuentran en el mismo lugar y brillande la misma forma; sin embargo, al estudiar la luzde las estrellas pueden observarse ciertas diferenciasentre ellas. Con lo cual pueden agruparse de acuerdoa sus propias características, y es basado en estasparticularidades que se han determinado diferentescaminos evolutivos que una estrella puede seguirsegún sea su masa inicial; de manera que, si bienlas estrellas no son organismos vivos, sino que sonenormes bolas de plasma que se mantienen enequilibrio hidrostático, sufren cambios a través delos años.  Gracias a la observación de su evoluciónse han podido deducir modelos evolutivos, loscuales se presentarán -los más importantes yrepresentativos- en este artículo.La formación de una estrellaLas estrellas se forman de material interestelar,enormes nubes de gas y polvo que poseen altasdensidades de átomos y moléculas, gracias a queestas densidades no son uniformes, sino que existenzonas en las que la concentración de materia esmayor que en otras, comienza a ocurrir un colapsogravitatorio.A medida que ocurre este colapso gravitacional, lapresión aumenta en el centro de la nube y por lotanto también aumenta su temperatura. A la nubese le agrega cada vez más y más masa, ademásque por principio de conservación del momentoangular, la concentración de material interestelarposeerá un movimiento de rotación más armoniosoque el que tenía al principio cuando sólo era unanube de gas que no se concentraba alrededor deun centro común.El movimiento de rotación  provoca que se formeun disco alrededor del núcleo más caliente, y enaproximadamente un millón de años este núcleoserá una esfera densa y caliente que se conocecomo protoestrella, la cual es más caliente que elgas del cual se formó, aproximadamente 1,500K,pero es aún mucho más fría que una estrella formada,debido a esta baja temperatura la protoestrella noes observable en el espectro visible, esto significaque no puede  verse a simple vista, sino solamentedetectarse con dispositivos de detección infrarrojay de ondas de radio.El material que rodea a la protoestrella sigue cayendohacia el núcleo siempre aumentando la presión, ypor lo tanto la temperatura, cuando esta alcanzaun valor de  107K, comienzan a ocurrir reaccionestermonucleares en el interior de la protoestrella, laprimera de estas reacciones es la fusión deHidrógeno.* Facultad de Ciencias Naturales y Matemática, Universidad de El Salvador.29Secuencia PrincipalEn astronomía, generalmente lo único que se tienedel objeto de estudio es su luz; por lo tanto, lo quedebe analizarse de las estrellas es su espectro ysegún la abundancia e intensidad de ciertas líneasespectrales pueden calcularse algunas característicasde las estrellas.  Dos astrónomos lograron relacionarel espectro de las estrellas con algunas de suscaracterísticas físicas, ellos fueron  Ejnar Hertzsprungy Henry Russell, quienes  crearon un diagrama querelaciona la luminosidad de las estrellas con sutemperatura y con su espectro, este diagrama seconoce como diagrama Hertsprung-Russell (DHR)(Figura 1).Si observamos el DHR podemos notar una bandaque lo atraviesa desde la esquina superior izquierda,hasta la esquina inferior derecha en la que se localizanla mayoría de estrellas. Esta banda se llama secuenciaprincipal (MS). En dicho diagrama  también puedenapreciarse otras concentraciones de estrellas ademásde  MS, que se encuentran en bandas horizontalesque se extienden hacia la derecha y por encima dela MS, en esta banda se ubican estrellas con bajatemperatura y alta luminosidad, es decir, son estrellasgigantes; de la misma forma, por debajo de la MSse ubican estrellas con baja luminosidad y altastemperaturas y se conocen como enanas.Una estrella deja de ser protoestrella y pasa a seruna estrella de MS cuando las reacciones de fusiónen su núcleo generan la energía suficiente paracontrarrestar la contracción gravitatoria y detener elcolapso, de manera que la masa inicial de la estrellaalcanza un valor determinado y no puede agregarsemás a este.Cuando una estrella se encuentra en la MS, fusionaHidrógeno siguiendo la cadena protón-protón:411H 42He + 2e++2ve + 2YEn esta etapa cuatro núcleos de Hidrógeno sefusionan en un núcleo de Helio y dos positrones, sise planea la ecuación de conservación de la masa,se hará evidente que hay una diferencia de masa,de manera que la masa final es menor que la masainicial, contradiciendo al principio de conservaciónde la materia; sin embargo, es aquí en donde sereconoce la equivalencia entre masa y energíaplanteada por Albert Einstein, que establece que:E= MC2. De tal forma que al aplicar esta relación ala diferencia de masa que obtenemos de la ecuaciónde conservación de la materia de la cadena protón-protón, en cada una de las reacciones se liberaráuna energía del orden de 6 Mega electrón Voltio.La estrella se mantendrá aproximadamente el 90%de su vida en la MS, es cierto que entre más masatenga la estrella, tiene más material que fusionar,pero también su fuerza gravitatoria es mayor por loFigura 1. Diagrama Hertzsprung-Russell en el que puedeverse las concentraciones de estrellas con diferentes temperaturas,luminosidades y otras características espectroscópicas(Imagen de NASA)EL SALVADOR CIENCIA & TECNOLOGÍA, VOL. 14, No.19, SEPTIEMBRE DE 2009.CONSEJO      NACIONAL       DE CIENCIA       Y       TECNOLOGIA30que la presión en su núcleo -y por lo tanto sutemperatura mayor a 2x107K- también lo es, demanera que su estructura interior es diferente y lasreacciones de fusión no ocurren siguiendo la cadenaprotón-protón, sino que estas estrellas generan suenergía fusionando Hidrógeno en Helio mediante lacadena CNO9 en este proceso cuatro átomos deHidrógeno se convierten en un átomo de Helio,liberando dos positrones, dos neutrinos y tres rayosgamma y se regenera el átomo de Carbono el cuales el catalizador de las reacciones. En las estrellascon más masa, ya que la cantidad de material parafusionar es mayor, la tasa de fusión también es másgrande, las estrellas más masivas poseen una vidamás corta que las de menor masa, ya que estasúltimas “queman” su Hidrógeno más lentamente.¿Qué pasa después de la secuencia principal?Para el caso de estrellas con una masa similar a lamasa del Sol, cuando agotan el Hidrogeno en sunúcleo, ya no existe la presión que las reaccionesde fusión ejercían hacia afuera que contrarrestabala contracción gravitatoria, lo que ocasiona que laestrella vuelva a contraerse y de nuevo la temperaturaen su núcleo aumentará en la medida en la quetambién aumenta la presión; sin embargo, ahora elnúcleo está constituido casi en su totalidad por Helio,y este tiene ahora dos cargas positivas en su núcleo,lo que significa que la fuerza repulsiva entre estosnúcleos de Helio es mayor que la que existía entrelos dos Hidrógenos que ya se fusionaron durante laMS, por lo tanto se necesita una mayor temperaturapara que ocurra la fusión del Helio y que, de nuevo,la estrella alcance el equilibrio hidrostático.La estrella continúa colapsando y la temperatura delnúcleo también continúa aumentando, pero aún noes suficiente para que el Helio se fusione, sin embargolas capas que rodean al núcleo al calentarse seexpanden, aumentando con esto la luminosidad dela estrella, pero disminuyendo su temperaturasuperficial, en este momento se dice que la estrellaes una gigante roja, la temperatura que alcanza lacapa exterior de la estrella aún es lo suficientementealta para que las reacciones de fusión protón protón continúen en ésta.Una gigante roja es muy diferente a una estrella dela MS, su radio es mucho más grande pero estotambién implica que su densidad ha disminuido,ahora la estrella posee un pequeño núcleo, estenúcleo y la capa que lo envuelve, en la que aúnquema Hidrógeno, son las fuentes de energía de laestrella, en el núcleo al alcanzar una temperatura deaproximadamente 108K el proceso de fusióntermonuclear está caracterizado por el proceso triple-alpha, en la cual el Helio es convertido en Carbonomás liberación de energía, que de nuevo mantendráel equilibrio hidrostático que evita que la estrellacolapse.Eventualmente el Helio en el núcleo se agota y denuevo la estrella comienza a colapsarse y se formauna capa de Helio entre el núcleo (que ahora estácompuesto de carbono) y la capa de Hidrógeno quese mantiene desde la MS. El núcleo continúaaumentando su temperatura, por lo que de nuevolas capas que lo abrazan se expanden y la estrellaaumenta su radio, a pesar que la temperatura en elnúcleo aumenta esta vez no alcanza el valor suficientepara fusionar el Carbono, de manera que siguecontrayéndose, empacando de forma cada vez másdensa a los electrones que se encuentran en él hastaque la misma presión que estos hacen sobre ellosmismos, por repulsión eléctrica, contrarresta laEL SALVADOR CIENCIA & TECNOLOGÍA, VOL. 14, No.19, SEPTIEMBRE DE 2009.CONSEJO      NACIONAL       DE CIENCIA       Y       TECNOLOGIA31gravedad de la estrella, pero sin liberar energía comolo hacían antes las reacciones de fusión, en estemomento las capas exteriores de la estrella sonexpulsadas de manera que el núcleo queda expuestoy la estrella está muriendo.Para el caso de estrellas más masivas que el Sol, supaso por la MS es mucho más corta y su evoluciónluego de esta también es diferente a la que sedescribió antes, pero claro que al igual que lo antesdescrito, en este caso, cuando se termina elHidrógeno, el núcleo se contrae y su temperaturaaumenta de manera que de nuevo comienza lacadena CNO, lo que aumenta la temperatura de lacapa de Hidrógeno externa y ésta se expande y seenfría, y así la estrella se convierte en una giganteroja; para estrellas con una masa mayor a 8 masassolares la temperatura en sus núcleos es losuficientemente alta para que el Carbono se “queme”en su interior y al terminarlo, el núcleo quedaconstituido de Neón y Oxígeno, los cuales tambiénpueden fusionarse si se alcanzan las temperaturasnecesarias y así sucesivamente los diferenteselementos se forman mientras la temperatura lopermita, hasta llegar a la fusión de Silicio, la cualproduce Hierro, y la fusión de este elemento no esexotérmica, como lo habían sido las anteriores, esdecir, que liberan energía, sino que ésta esendotérmica, por lo que la estrella no puede fusionarel Hierro.En el punto en el que la estrella posee un núcleo deHierro, puede llegar a alcanzar una temperatura de109K, pero ya no hay presión que contrarreste lafuerza de contracción gravitatoria de tal forma quela estrella comienza a colapsar rápidamente, nisiquiera la presión de los electrones es suficientepara detener este colapso, la vida de la estrella estáterminando.EL FINAL DE UNA ESTRELLAMuerte de una estrella como el SolA medida que el fin de la estrella se acerca, suevolución es más rápida, el Sol tardará alrededor dediez mil millones de años en consumir su Hidrógenoy solamente mil millones en fusionar su Helio enCarbono y cuando esto ocurra su radio disminuirá,y la temperatura en su núcleo aumentará, provocandola expansión de las capas más externas haciendo ala estrella una supergigante. A medida que la estrellaaumenta en tamaño, sus capas más externas seenfrían (2500K), hasta el punto que los átomos deCarbono y Silicio que se formaron durante suevolución se condensan y forman pequeñas partículascomo polvo y granos, que no caen hacia la estrella,sino que el flujo de fotones que libera los “empujan”y estos granos llevan con ellos rastros de gasformando una capa alrededor de la estrella que seexpande y se hace cada vez más delgada, lo quepermite observar el núcleo de la estrella, el cual esaún lo suficientemente caliente para ionizar la capaque lo rodea, estos cuerpos celestes son las llamadasnebulosas planetarias (Fig.2) y el cuerpo que quedaen su centro es una enana blanca.Figura 2. Fotografía de la nebulosa planetaria NGC 7293(Nebulosa de la hélice). Fotografía por Antonio Borgonovo(ASTRO)EL SALVADOR CIENCIA & TECNOLOGÍA, VOL. 14, No.19, SEPTIEMBRE DE 2009.CONSEJO      NACIONAL       DE CIENCIA       Y       TECNOLOGIA32Muerte de una estrella masivaLas estrellas con más masa no evolucionan ennebulosas planetarias y enanas blancas, sino quesu gran masa permite que se alcancen las presionesy temperaturas necesarias en el núcleo para fusionarel carbono y que ocurran más reacciones y se formenelementos pesados, hasta llegar a un núcleo deHierro, el cual se contrae hasta el punto que loselectrones y protones neutralizan su carga y formanneutrones, formando así una esfera de neutrones,lo que provoca que súbitamente la presión queapenas y sostenía a la estrella caiga y el interior dela estrella colapsa, en menos de un segundo, unaesfera de Hierro del tamaño de la Tierra se convierteen una de neutrones de unos 10 km de radio, lascapas externas de la estrella, ahora al colapsar elnúcleo, no tienen nada que las sostenga así quecaen golpeando la bola de neutrones, comprimiéndolaaún más, esta presión aumenta la temperatura amiles de millones de grados lo que empuja de nuevoa las capas que rodean el núcleo en una titánicaexplosión, se ha formado una supernova (Figura 3)que se expande a más de 10 mil km por segundo,expulsando todo ese material hacia el espacio, dedonde nacerán nuevas estrellas.Para estrellas extremadamente masivas (más de 25masas solares), el proceso de pérdida de masa queocurre a lo largo de su evolución no disminuye sumasa de tal forma que pueda formar una estrella deneutrones, sino que aún en el momento en el queexplotan como supernovas el colapso de sus núcleosno puede detenerse, de manera que la fuerzatriunfante es la gravedad, cuando el núcleo alcanzaun cierto radio, que depende de su masa inicial, lavelocidad de escape en su superficie es igual a lavelocidad de la luz, de manera que nada puedeescapar de él. El núcleo continúa colapsando hastaque toda la masa de él, está concentrada en unpunto de densidad infinita, llamado singularidad, ya este resultado de la evolución estelar es a lo quese le llama agujero negro, y debe su nombre a quenada puede escapar de él, ni siquiera la luz.Conclusiones.Las estrellas se forman debido a interaccionesgravitatorias y es en el momento de su formacióncuando queda definido cuál será su futuro. Su fuentede energía es la fusión de elementos, de esta maneraliberan energía y al mismo tiempo crean elementosquímicos nuevos, elementos como Carbono,Nitrógeno, Oxígeno y otros que componen nuestrocuerpo y el mundo que nos rodea, fueron formadosen el núcleo de una estrella o durante la explosiónde una supernova.BibliografíaHannu Karttunen, Fundamental Astronomy,Springer, 5th edition, 2007.Patrick Moore, Data book of astronomy,IoP Bristol and Philadelphia, 2000.Charles Peterson, Astronomy, IDG Books, 2000.Figura 3. Fotografía de NGC 1952, remanente de una explosiónde supernova cuya explosión fue vista el 4 de Julio de1054, la imagen muestra los restos de esta explosión.Fotografía por Antonio Borgonovo (ASTRO).EL SALVADOR CIENCIA & TECNOLOGÍA, VOL. 14, No.19, SEPTIEMBRE DE 2009.CONSEJO      NACIONAL       DE CIENCIA       Y       TECNOLOGIA

http://www.redicces.org.sv/jspui/bitstream/10972/1283/1/la%20vida%20de%20las%20estrellas.pdf

La vida de las estrellas

Abstract

Similar works

Full text

Available Versions

LAReferencia - Red Federada de Repositorios Institucionales de Publicaciones Científicas Latinoamericanas

Repositorio Digital de la Ciencia y Cultura de El Salvador REDICCES