Vida y Muerte de las Estrellas.
Alguna vez te pregutaste ¿cómo se forma una estrella?, ¿por cuánto tiempo brilla? o ¿cómo es su muerte?, si llegaste a éste artículo tal vez la respuesta sea un "sí", pues la respuesta a esas y otras preguntas las encontraras más adelante.
Como sabemos, las estrellas se encuentran dispersas por todo el universo, pero agrupadas en sistemas masivos que además incluyen nubes de gas, planetas y polvo, a éstas agrupasiones se les conoce como Galaxias, que dependiendo de su tamaño contienen desde unos pocos hasta miles de millones de estrellas, en el caso de la Vía Láctea la cantidad oscila entre los 200 mil millones y 400 mil millones de ellas.
Éstas estrellas son de diversos tamaños, colores, luminosidad y temperaturas, lo que llevó a los científicos a preguntarse ¿por qué?, y al estudiarlas con telescopios e instrumentos especiales se descubrió que mantienen fenómenos ligados a ellas, fenómenos que están directamente relacionados con su proceso de evolución, el cual toma millones de años desde su formación hasta su muerte y dependiendo de ciertos factores se determina el periodo de vida de la estrella.
■ Formación
• Nube Molecular
Las estrellas se forman en Nubes Moleculares, como por ejemplo la Nebulosa de Orión, éstas son extensas acumulaciones de materiales que incluyen hidrógeno y helio, así como otras partículas en forma de polvo y gas necesarias para la formación de las estrellas, el proceso inicia cuando la nube empieza a contraerse debido a su inestabilidad gravitacional, fragmentandose hasta formar una Protoestrella.
 |
| De Nube Molecular a Protoestrella |
• Protoestrella
La Protoestrella es la primer fase en la formación de una estrella, ésta fase dura desde que la Nube Molecular empieza a contraerse formando así una esfera de gas que con el tiempo dara lugar a una nueva estrella, hasta que ésta estrella se vuelve estable, con "volverse estable" me refiero a que la protoestrella ahora es capaz de generar su propia energía, pasando de ser una Protoestrella a ser una estrella en fase de Secuencia Principal, una estrella de masa similar a la del Sol tarda aproximadamente 100 millones de años en completar éste proceso, es decir, pasar de Nube Molecular a estrella en fase de Secuencia Principal.
■ Secuencia Principal
La Secuencia Principal es la fase más larga en la vida de la estrella, la mayor parte de ellas pasan el 90% de su ciclo de vida en esta fase, ésta se alcanza cuando la estrella logra su estabilidad, es decir, cuando en su interior empieza a consumirse su combustible nuclear mediante el proceso de fusión nuclear, proceso en el cual la estrella fusiona el hidrógeno transformandolo en helio generando así la energía que la mantiene brillando y produciendo calor por millones de años, nuestro Sol es un ejemplo de estrella de Secuencia Principal y los procesos nucleares que ocurren en su interior transforman cada segundo 4.2 millones de toneladas de masa en energía.
Debido a que las estrellas son cuerpos extremadamente masivos, su gravedad es igualmente fuerte, suficiente como para hacer que la estrella colapse sobre sí misma, es decir, sea aplastada por su propia fuerza de gravedad, ésto no ocurre mientras la estrella tenga el combustible nuclear necesario para seguir produciendo las reacciones nucleares en su interior generando energía que evita que la estrella se comprima sobre si misma, pero...
...¿qué sucede cuando su combustible nuclear se agota?
Cuando se termina el combustible nuclear de la estrella, ésta ya no está en condiciones de producir más energía y agotado su hidrógeno, el núcleo de helio ya no puede frenar el peso de la estrella, con ésto se pierde la presión que mantiene su equilibrio mientras que la gravedad prevalece y empieza a comprimirse. La muerte de la estrella dependerá de la masa de la misma, por lo que puede experimentar diferentes procesos antes de apagarse.
• Gigante Roja
Cuando se trata de una estrella mediana, no superior a las 9 masas solares, la estrella comienza a quemar el hidrógeno restante alrededor del núcleo de helio, a efecto de esto, el volumen de la estrella tiende a aumentar, es decir, la estrella comienza a expandirse mientras su superficie se enfria adquiriendo un tono rojizo.
Cuando la atmósfera de la estrella alcanza el valor mínimo de temperatura del cual ya no puede descender, ésta aumenta aún más su luminosidad y volumen, alcanzando un radio de hasta 100 millones de kilómetros dando lugar a una Gigante Roja, fase en la que puede permanecer por millones de años.
Se estima que el Sol en unos 5,000 millones de años alcance dicha etapa, crecerá tanto que su diametro alcanzará las órbitas de Mercurio y Venus, y muy posiblemente la órbita de la Tierra.
• Supergigante Roja
 |
| Comparación entre VY Canis Majoris y el Sol |
Son las estrellas más grandes en el Universo, aunque no las más masivas, debido a que, al igual que las Gigantes Rojas, se encuentran en su fase final de vida, son estrellas relativamente frías que oscilan entre los 3000 y 4000 grados Kelvin (2726°C y 3726°C).
Cuando la estrella supera las 10 masas solares y no les queda más hidrógeno que consumir, comienzan a fusionar el helio transformandose en Supergigantes Rojas, las estrellas que alcanzan volumenes extremadamente grandes se les denomina Hipergigantes, es decir, estrellas aún más grandes.
• Gigante Azul
Son estrellas cuyo periodo de vida es relativamente corto, alcanzan temperaturas incluso superiores a los 50,000 grados Kelvin (49,726°C), siendo estrellas considerablemente luminosas brillando de un color blanco-azulado. Debido a que son muy masivas su lapso de vida es muy corto (comparado con otras estrellas), consumen tan rápido su energía que solo alcanzan a vivir unas decenas o cientos de millones de años. Al final se prevé que éstas estrellas culminan su periodo de vida explotando como Supernovas dejando como resíduo hermosas Nebulosas o nubes de gas y otros elementos donde se formaran nuevas estrellas.
• Supergigante Azul
Mucho más grandes que las Gigantes Azules, éstas supergigantes son las estrellas más activas del Universo, debido a su enorme tamaño y masa, sus procesos de fusión nuclear consumen excesivamente rápido el hidrógeno en su núcleo, hecho que hace que su periodo de vida sea muy corto.
Son estrellas muy calientes que terminan su existencia como Supernovas dejando como residuo final una Estrella de Neutrones o un Agujero Negro.
Un ejemplo de éste tipo de estrellas es Rigel, en la constelación de Orión, la cuál es unas 75 veces más grande que el Sol.
■ Muerte
Las fases anteriores (gigantes) solo consisten en un equilibrio transitorio que es relativamente breve, en otras palabras un periodo relativamente corto, después de determinado tiempo es abandonado y en el interior de la estrella se crean elementos cada vez más pesados hasta llegar al hierro. Sucedido esto, la estrella no produce más energía y por lo tanto ya no hay nada que mantenga su equilibrio, es decir, su destino tiende al colapso gravitatorio.
El equilibrio gravitatorio en una estrella consiste en un par de fuerzas que actuan sobre la misma estrella, éstas fuerzas son presión y gravedad, la gravedad es la fuerza que tiende a aplastar la estrella ya que atrae a toda su masa hacía su centro, es la misma fuerza que nos atrae hacía la Tierra cuando saltamos, solo que en una estrella es mucho más fuerte, la presión es la fuerza contraria a la gravedad, es un empuje hacía el exterior generado por la energía que produce la estrella, este empuje se contraresta con la gravedad y con ello se mantiene a la estrella estable, es decir, la presión evita que la estrella se colapse sobre si misma, pero cuando la estrella consume todo su combustible nuclear y no es capaz de generar más energía, este equilibrio presión = gravedad se pierde y solo queda la gravedad, por lo que la estrella se colapsa.
El equilibrio gravitatorio en una estrella consiste en un par de fuerzas que actuan sobre la misma estrella, éstas fuerzas son presión y gravedad, la gravedad es la fuerza que tiende a aplastar la estrella ya que atrae a toda su masa hacía su centro, es la misma fuerza que nos atrae hacía la Tierra cuando saltamos, solo que en una estrella es mucho más fuerte, la presión es la fuerza contraria a la gravedad, es un empuje hacía el exterior generado por la energía que produce la estrella, este empuje se contraresta con la gravedad y con ello se mantiene a la estrella estable, es decir, la presión evita que la estrella se colapse sobre si misma, pero cuando la estrella consume todo su combustible nuclear y no es capaz de generar más energía, este equilibrio presión = gravedad se pierde y solo queda la gravedad, por lo que la estrella se colapsa.
 |
| Equilibrio Presión - Gravedad |
• Supernova
 |
| Supernova |
Previamente al colapso, la estrella explota expulsando sus capas más externas mediante poderosas ondas de choque enriqueciendo al espacio que la rodea con elementos pesados, a esta explosión estelar se conoce como Supernova.
• Nebulosa
 |
| Nebulosa Ojo de Gato (NGC 6543) |
■ Remanente Estelar
El Remanente Estelar es el residuo de la estrella, la etapa final en su periodo de Evolución Estelar, tal remanente es un objeto colapsado sobre si mismo sumamente compacto, y dependiendo de la cantidad de masa puede ser de tres tipos:
• Enana Blanca
 |
| Comparación entre una Enana Blanca y la Tierra |
Es el residuo de lo que alguna vez fue una estrella cuya masa original era no superior a las 10 masas solares. Son estrellas compuestas por átomos en estado de plasma y dado que ya no produce energía se va comprimiendo sobre si misma presionada por su propio peso. Es tan densa que los electrones de sus átomos tienen menos espacio para moverse, en otras palabras, su masa concentra varias toneladas por cada centímetro cúbico, ésta densidad es tan enorme como meter una estrella del tamaño del Sol en un volumen como el de la Tierra. La densidad de la Enana Blanca solo es superada por la de las Estrellas de Neutrones y los Agujeros Negros.
• Estrella de Neutrones
Al igual que las Enanas Blancas, son estrellas cuya masa original no superaba las 10 masas solares, pero que a su vez colapsan con mayor intensidad dejando una estrella residual de apenas unos pocos kilómetros de diámetro, entre 10 y 20 km, es decir, objetos muy pequeños pero que son realmente densos, ya que pueden contener en ese espacio el equivalente de hasta 2.1 veces la masa del Sol, en otras palabras, mucha más mása de la que tienen las Enanas Blancas por cada dentímetro cúbico.
• Agujero Negro
Cuando la estrella original supera las 10 masas solares, colapsa finalmente empaquetando o comprimiendo su masa con mayor densidad todavía, en su superficie el campo gravitatorio es tan potente que nada es capaz de escapar, ya sea materia o energía, por lo mismo ya no emergen de ella ni siquiera los rayos de luz, es por ello que se les llama Agujeros Negros.
Debido a que éstos objetos no emiten ni reflejan luz, es decir, todo se lo tragan ya sea materia o energía, no es posible observarlos de manera directa, por lo que el método para detectarlos es mediante las perturbaciones gravitarias que provocan en su entorno, por ejemplo cuando un cuerpo parece orbitar alrededor de un objeto "invisible".
Ese es el proceso que experimenta una estrella desde su nacimiento, hasta su muerte, es decir, su Evolución Estelar.
0 comentarios:
Publicar un comentario