La Maravillosa Vida De Las Estrellas pt.3

Después de saber cómo se forman las estrellas y como se clasifican, hablaremos de lo que pasa, después de que termina su periodo de vida más estable, y comienza lo más interesante, la formación de Enanas Blancas, Enanas Negras, Gigantes Rojas, Supernovas, Estrellas de Neutrones y Agujeros Negros.

Todo es relativamente estable y duradero mientras una estrella se encuentra fusionando el hidrógeno en el núcleo, la enorme presión gravitatoria debida a la masa de la estrella se compensa con la presión de la radiación emitida por la fusión, y la estrella brilla durante millones de años, como está haciendo ahora mismo nuestro Sol. Sin embargo, esta situación tiene un final, y todo depende de la masa de la estrella, y puede tener varios caminos y varios resultados diferentes.

Una estrella pequeña: Consume hidrógeno tan lentamente en el núcleo que la edad actual del Universo es mucho más pequeña que el tiempo que puede tardar en quedarse “sin combustible”, de modo que, el Universo es demasiado joven para que hayamos podido observar lo que les sucede a las estrellas más pequeñas cuando consumen su hidrógeno. Sin embargo, lo que pensamos que les ocurrirá es lo siguiente: al quedarse sin hidrógeno, no hay ninguna presión hacia fuera que compense la presión gravitatoria debida a la masa de la estrella. El astro se comprime y se calienta más y más, haciéndose muy pequeño y muy denso, de modo que son “brasas” en el espacio, que brillan y se van enfriando lentamente, y se conocen como enanas blancas. La enanas blancas siguen calentándose lo suficiente para que los electrones se asocien a protones y neutrones y se formen átomos verdaderos, no plasma. De hecho, se piensa que las más frías cristalizan y son, en menor o mayor medida, sólidos cristalinos y aunque no se haya visto lo que ocurre a largo plazo, estamos bastante seguros de lo que ocurrirá: la enana blanca pasará de azulada a amarilla, luego a roja, y luego emitirá únicamente hasta el infrarrojo. Eventualmente su temperatura se igualará con la de la radiación de fondo del Universo. Lo que se tiene entonces es una enana negra, una bola de materia fría y apagada que permanece inalterada para siempre en el espacio.

Pero si una enana blanca tiene una compañera cerca al irse comprimiendo, pasa algo totalmente increíble. El par de estrellas están tan cercanas que la materia de la estrella compañera es transferida a un grueso disco alrededor de la enana blanca, y es gradualmente incorporada por la enana blanca. La masa transferida desde la segunda estrella, aumenta la masa de la enana blanca hasta un valor significativamente mayor que el valor crítico (1.44 veces la masa del Sol, valor denominado límite de Chandrasekhar), y como consecuencia de ello, toda la estrella colapsa, y la ‘combustión’ nuclear del carbón y el oxígeno, produce suficiente energía como para volar la estrella en pedazos; toda la energía que podría haberse liberado poco a poco durante miles de millones de años se libera en tres segundos. La presión generada es tan brutal que la estrella literalmente revienta (las partículas salen de la estrella a un 10% de la velocidad de la luz), produciendo una supernova de tipo I. No hay otro proceso en la naturaleza que tenga una violencia similar: la potencia generada, en watios, es ¡un uno seguido de 45 ceros! En el año 1054, una supernova Ia fue visible desde la Tierra: numerosos astrónomos árabes y cristianos la describen en sus escritos. Los restos de la supernova son visibles todavía. El “cadáver” de esa estrella es lo que llamamos Nebulosa del Cangrejo. Tiene unos 11 años luz de diámetro y sigue expandiéndose a más de cinco millones de km/h:

Nebulosa del Cangrejo

Una estrella mediana: Según la estrella se va comprimiendo, al ser de un tamaño suficientemente grande, llega un momento en el que el hidrógeno que se encuentra justo rodeando el núcleo de helio se calienta tanto que se produce un renacimiento: empieza la fusión del hidrógeno otra vez, pero ya no es la misma fusión en el núcleo, sino de una capa externa que lo rodea y pasa que el volumen total que se está fusionando es mayor que el que había en el pequeño núcleo. ¿El resultado? La estrella, con su renovada energía se calienta muchísimo, a la vez que consume hidrógeno a un ritmo mucho mayor que en su juventud, y el proceso se invierte: lejos de seguir comprimiéndose, ahora la estrella se expande muy rápidamente, aumentando muchas veces de tamaño y haciéndose una verdadera gigante. Sin embargo, esta rapidísima expansión produce un efecto contrario, pues la estrella se enfría según se expande, hasta que la temperatura de su superficie disminuye para ser de sólo unos pocos miles de grados. Lo que tenemos entonces es una gigante roja, una estrella de enorme tamaño, pero bastante fría en su superficie, que suele brillar con una luz rojiza o anaranjada. Lo que le pasará a nuestro Sol en unos cuantos millones de años.

Estrellas grandes: Como recordarás, cuando una estrella acaba de consumir su hidrógeno en el núcleo, de modo que tiene un núcleo de helio rodeado de una corteza de hidrógeno, se contrae y se calienta. Si es suficientemente grande, se calienta lo bastante como para “encender” la fusión del helio, lo cual alarga su vida durante cierto tiempo. Después se contrae de nuevo y se calienta, si es suficientemente grande, se calentará tanto que se activará la fusión del carbono, la estrella aplaza su final “quemando” un elemento más pesado. El problema es que esto no puede durar. Al ser tan grande, la fusión del hidrógeno se produce a una velocidad enorme, pues es una estrella muy caliente, unos 70 millones de grados centígrados. En unos diez millones de años, el hidrógeno del núcleo se ha consumido. A continuación la estrella consume helio y está aún más caliente, a unos 200 millones de grados. La cuestión es que la fusión del helio no proporciona la misma cantidad de energía que la del hidrógeno, y la estrella lo consume a un ritmo aún mayor para impedir su propio colapso: en sólo un millón de años ha consumido el helio del núcleo. Esta estrella es tan grande que no tiene absolutamente ningún problema para “encender” la fusión del carbono cuando alcanza los 800 millones de grados. Pero la fusión del carbono es aún menos eficaz que la del helio, consumiendo el carbono del núcleo en tan sólo mil años. Entonces vuelve a comprimirse y calentarse hasta los 1.600 millones de grados centígrados, lo suficiente para empezar a fusionar neón. Pero esto ya no es ni remotamente eficaz: en sólo tres años la estrella ha acabado con el neón y vuelve a comprimirse y calentarse. La temperatura es ya tan enorme (1.800 millones de grados) que la estrella recorre el siguiente paso (la fusión del oxígeno) en sólo cuatro meses. Llegamos ya al final: la estrella alcanza los 2.500 millones de grados y fusiona el silicio, que produce un isótopo inestable del níquel (níquel-56), el cual se desintegra rápidamente y forma hierro. En sólo una semana, la estrella ha consumido el silicio del núcleo y tiene un núcleo de hierro. Podrías pensar que la estrella vuelve a comprimirse y calentarse hasta que se empieza a fusionar el hierro… pero esto es imposible.

La cuestión es que el hierro es el elemento químico con la mayor energía de enlace por nucleón de todos. Esto puede sonar muy técnico, pero simplemente quiere decir que la fusión del hierro no libera energía, sino que la absorbe. El hierro es el final del camino: no hay nada más que la estrella pueda hacer para producir energía en el núcleo. La cosa se vuelve en este momento muy violenta: el núcleo se colapsa a enormes velocidades (de hasta un 23% de la velocidad de la luz). La temperatura alcanza los 100.000 millones de grados (¡cien mil veces la del núcleo del Sol!), y el núcleo emite gigantescas cantidades de rayos gamma; la densidad es tan enorme que la radiación emitida es absorbida sin siquiera escapar del núcleo de hierro. Los núcleos de hierro absorben tal cantidad de energía que muchos se desintegran en núcleos de helio y neutrones libres, y la cantidad de radiación es suficiente para que se produzca la desintegración beta (de un neutrón en un protón y un electrón) pero al revés: los protones se unen a electrones y forman neutrones libres y cantidades ingentes de neutrinos, estos son capaces de atravesar la estrella sin que muchos de ellos sean absorbidos, de modo que una gran cantidad de ellos escapan de la estrella, de hecho, es tan grande que apostaría a que es una de las cantidades más grandes que has visto nunca en física: unos 10.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 Julios. Sí, has leído bien: 1046 Julios. Y esta energía se libera en un intervalo de unos diez segundos. ¿No es apabullante?

Lo que ocurre entonces es diferente para el núcleo y el resto de la estrella: la parte externa, al recibir esa enorme cantidad de energía, explota. El proceso por el que esto sucede aún no se entiende muy bien, pero el “latigazo” de energía genera una onda de choque de una intensidad brutal, y la estrella “revienta”. Todo excepto el núcleo se desprende al espacio, liberando enormes cantidades de radiación y la masa de varios Soles al espacio. La intensidad de esta explosión es tan grande que una supernova puede brillar más que la galaxia entera de la que forma parte la estrella. Y así es como se forman las supernovas de tipo II.

Pero ¿qué le sucede al núcleo de ex-hierro? Ahora ya no hay hierro, sino una especie de “sopa” de neutrones con unos cuantos protones y electrones que no se han unido. Lo que le ocurre depende de la masa de la estrella inicial: si tenía menos de 20 masas solares, el núcleo restante al final suele tener una masa de entre 1,4 y 2,1 veces la masa del Sol, y se forma una estrella de neutrones. Si la estrella original tenía entre 20 y unas 40-50 veces la masa del Sol, el núcleo restante es tan grande que no es posible ni siquiera que forme una estrella de neutrones, y se convierte en un agujero negro. Lo curioso es que la mayor parte de los modelos sugieren que una estrella lo suficientemente grande (más de 50 masas solares) ni siquiera produce una supernova. Se colapsa a tal ritmo que produce directamente un agujero negro.

Y Así es como termina nuestro reportaje acerca de “La Maravillosa Vida de Las Estrellas”, espero que lo hayan disfrutado y que a partir de ahora ustedes también vean a las estrellas como algo más que “un montón de luciérnagas que se quedaron pegadas en esa cosa negra-azul de allá arriba”.Los dejo con un video que explica la evolución de las estrellas, para que puedan observar las imagenes y simulaciones de lo que pasa.

Que tengan un excelente inicio de semana.

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Comments

  1. Muchas gracias! Y si, es tu tema del que se derivan muchísimas cosas más pero eso pertenenecería a algún lugar comohttp://imperiodelaciencia.wordpress.com 🙂 a mi también me gustan mucho tus entradas, y como tu dices, esa frase es de las más hermosas “todos estamos hechos de polvo de estrellas”

  2. Heroelago says:

    Que padre es todo eso!!

    Hay tantas cosas que se pueden decir de todo lo que has dicho!! las estrellas de neutrones girando tan rápido lanzando pulsos al espacio, las ondas gravitatorias, la formación de galaxias, partículas virtuales, los jets que se forman en los agujeros negros, etc etc

    De hecho, me acordé de teorías que dicen que no hemos encontrado otras formas de vida en el universo por la cantidad de supernovas que ocurren, y al mismo tiempo eso suena paradójico, pues los elementos necesarios para la vida (como el carbón) se forman en las supernovas.

    Jaja en fin, son temas muy interesantes, como diría Carl Sagan (refiriéndose a las supernovas) “Somos polvo de estrellas” XD

    Me encantaron tus entradas XD

Trackbacks

  1. […] Regresando al tema de las Estrellas, al ser mucho más complejo y espectacular de lo que nos gustaría imaginar, lo dividí en tres partes. La parte 1 habla del Nacimiento de las estrellas, la parte 2 sobre su clasificación y la parte 3 (la más interesante) ¿qué sucede con las estrellas cuando mueren? Lo cuál va más allá de los populares “Agujeros negros”. Espero que disfruten de este reportaje, el cuál es el resultado de una investigación tanto en internet como en libros. Las dos fuentes principales que utilicé fueron la página de internet:http://eltamiz.com/  notas divulgativas de ciencia y tecnología, y el libro: Earth & Space de John Farndon, publicado por Bardfield Press. Si quieren leer la parte 2, es aquí, y la parte 3 aquí. […]

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El Cafetín de las 5

Revista cultural con sede en la Ciudad de México. 25 de abril 2011
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