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miércoles 20 de septiembre de 2017 
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“La vida de las estrellas”

Por: María Cecilia Scalia*
cecimacros@yahoo.com.ar

Este artículo intenta mostrar de manera sencilla los cambios que sufre una estrella a medida que transcurre el tiempo.

La mayoría de los puntos luminosos que vemos en el cielo en una noche sin nubes, son estrellas: grandes cuerpos celestes en estado gaseoso que emiten luz gracias a la energía que producen. ¿Cómo llegaron a ser lo que son? ¿Seguirán siendo siempre igual?

Las estrellas no son todas iguales, no todas nacen con la misma masa, por este motivo, a medida que transcurre el tiempo, estrellas que nacen con poca masa van a cambiar en forma distinta de las que tienen mucha.

Estas enormes esferas nacen a partir de una nube molecular compuesta de gas y polvo. Dicho gas se concentra en una zona específica del espacio atrayendo gravitatoriamente a la materia circundante hasta formar una gran bola de gas cuyo interior se encuentra a altas temperaturas debido a la presión que ejerce la materia en contracción.

Estas estrellas nacientes (protoestrellas), quedan envueltas en el polvo de donde provinieron. La energía que liberan en esta etapa es energía calórica que es producto del cada vez más frecuente choque entre las partículas. También se producen fuertes vientos que tienden a fluir de tal modo que el polvo queda formando un disco que luego se dispersará o se concentrará para crear planetas u otra estrella.

Una estrella propiamente dicha es aquella que libera energía de la fusión del gas que contiene en su núcleo.

Como la masa de estos cuerpos está compuesta principalmente de H (hidrógeno), éste es el primer material que van a quemar para convertirlo en He (Helio).

Cuando la materia que aún está en contracción alcanza una temperatura de aproximadamente 10 millones de grados Celsius, se enciende el H que está en el núcleo. Poco después la estrella llega a un equilibrio entre la fuerza de gravedad que tiende a colapsar y la radiación (que ahora es la fuente de energía que domina) que tiende expandir. Este equilibrio se llama “equilibrio hidrostático”. En este momento, la estrella habrá alcanzado una nueva etapa llamada “secuencia principal” donde pasará el 90% de su vida.

El Sol es una estrella de secuencia principal que está a 150 millones de kilómetros de distancia de la Tierra, su superficie está aproximadamente a unos 5500ºC de temperatura, es amarillo, su masa es de Kg y posee una luminosidad de watts. Tomaremos estos datos para comparaciones.

Como se nombró anteriormente, no todas las estrellas nacen con la misma cantidad de masa, por lo que no presentan las mismas características físicas.

El cuadro que se expone a continuación muestra dichas diferencias.

Tipo
Espectral
Temperatura
Superficial
Color
Masa inicial
(masas solares)
Tiempo de
Vida (años)
O2
50000ºC
Azul
100
1 millón
B0
25000ºC
Blanco-azulado
15
45 millones
A0
11000ºC
Blanco
2.8
700 millones
F0
7500ºC
Blanco- amarillento
1.5
2000 millones
G0
6000ºC
Amarillo
1.1
9000 millones
K0
4800ºC
Anaranjado
0.8
20000 millones
M0
3500ºC
Rojo
0.5 *
Más de 50000 millones

*Existen también las clases espectrales L y T que incluyen en su mayoría a enanas marrones (cuerpos de masa inferior a 0.08 masas solares que no llegaron a ser estrellas ya que este último es el límite para considerarlas como tales). Las de tipo espectral M más frías y las L más calientes se sitúan en este límite y viven varios billones de años.

Cabe mencionar la notoria diferencia en la relación radio-luminosidad cuando se compara estrellas de distinta masa, por ejemplo, una de tipo espectral O5 (unas 45 masas solares), tiene un radio de aproximadamente unas 18 veces más grande que el radio solar, pero es unas 100.000 veces más luminosa.

También puede observarse que estrellas de mayor masa viven tiempos más breves ya que queman el combustible mucho más rápido que las de menor masa.

Las estrellas de la secuencia principal están quemando H en el núcleo para convertirlo en He. Pero este combustible no es eterno, en algún momento se agotará. ¿Qué pasa entonces?

Cuando se agota el H de la zona central cesan la reacciones (en la parte que se convierte en He) y se pierde el equilibrio, ésta se contrae y también lo hacen las capas adyacentes que se volverán cada vez más calientes para permitir en ella la quema del H (a esto se lo llama quema de H en capa). La fusión de H (que se produce en un proceso continuo como se puede apreciar en las figuras) genera que haya una presión de radiación suficiente para que las capas superficiales se expandan. Por consiguiente, dicha expansión hará que estas capas se vuelvan cada vez más tenues y frías. La luminosidad de la estrella crece aunque disminuya la temperatura ya que el radio crecerá de tal forma que el resultado será un notorio aumento en la luminosidad (mayor superficie de emisión).


Todas las estrella sufren este mismo proceso, pero proseguirá en forma distinta ya que en masas un tanto menores a la solar seguirá contrayéndose el núcleo y expandiéndose las capas superficiales pero como no hay suficiente masa como para que al contraerse llegue a la temperatura necesaria para que se prenda el He neutro que hay en su núcleo, el proceso seguirá hasta que las capas superficiales estén muy lejos, formando una nebulosa planetaria y dejando visible un núcleo muy caliente y comprimido que se llama enana blanca de He.

Sin embargo, estrellas de mayor masa van a alcanzar una temperatura suficiente para quemar He en C (carbono) y O(oxígeno). Al encenderse el He, el H que se está quemando en capa va a disminuir, la expansión se detiene y la estrella se contrae, ahora va a contar con un brillo un poco menor pero constante, ya que al contraerse se calienta y se vuelve más brillante, pero también está disminuyendo su radio. En estrellas similares al sol el comienzo de la quema del He se produce de forma brusca en un proceso denominado “Flash de He” resultado de que la materia está en un estado donde las estructuras atómicas usuales han sido destruídas por la acción de fuerzas gravitacionales muy intensas (materia degenerada). Nuevamente si la estrella tiene la suficiente masa como para quemar el C, se va a producir un proceso similar al anterior en cambios de temperaturas y luminosidades, pero cada vez más breves. El Sol, por ejemplo, tiene la masa suficiente para convertir el He en C, pero no el C, por lo que las capas superficiales se van a expandir tanto que quedará formando una nebulosa planetaria en cuyo centro se verá a la enana blanca de C. El proceso en que se forma una nebulosa planetaria es suave, no es una explosión como en el caso de las supernovas, las velocidades de expansión del material son mucho menores que en estas últimas.

Cabe mencionar que en la etapa en la que la estrella está quemando He y/o C en el núcleo (e H en capa) se produce un proceso de pulsación que una persona puede distinguir con sus propios ojos observando variaciones de brillo, ya que como hay una capa de H convirtiéndose en He, este He que está alejado de la zona de fusión está neutro y por ende es opaco a la radiación (no deja pasar la radiación que proviene del núcleo) entonces, se irá calentando hasta ionizarse; el He ionizado es transparente a la radiación por lo que toda esa energía retenida por dicha capa se transmitirá hacia fuera produciendo un aumento de brillo. Esta inyección de radiación hará que las capas exteriores se expandan, al expandirse se van a enfriar, el He se hará neutro nuevamente y el proceso se repetirá periódicamente.

Todas las estrellas van perdiendo masa a través del tiempo, lo que significa que al morir serán estrellas menos masivas.

Una estrella masiva (nacida con más de 5 Msol (masas solares)) irá convirtiendo el he en C y O (oxígeno), luego el C en Neón y Magnesio, luego el Neón se convertirá en Oxígeno y Magnesio, que después serán Silicio y Azufre, y por último el Hierro. El “aspecto” de una estrella evolucionada hasta este punto puede compararse al de una cebolla donde cada capa es un elemento distinto.

Hasta este punto los procesos entregan energía, pero el Fe absorbe, por lo que el núcleo se contraerá bruscamente cayendo sobre él todas las capas que la forman y rebotando hacia el espacio. Este choque producirá temperaturas del orden de los miles de millones de grados permitiendo la formación de los elementos (nucleosíntesis). Hasta acá se habrá producido una explosión de supernova. El destino del núcleo colapsado puede tener dos caminos distintos:

- Si la masa del núcleo es mayor a 1.44 Msol (límite de chandrasekhar) y menor a 3Msol (límite de Oppenheimer y Volkoff) en el colapso, quedará una estrella de neutrones: los protones y electrones están sometidos a una presión tan grande que formarán neutrones y neutrinos concentrados en una región de unos pocos kilómetros.

- Cuando la masa del núcleo es mayor a 3 Msol la presión es tan grande que en su lugar quedará un punto súper compacto llamado agujero negro.

Es importante decir que todos estos procesos se ven alterados en caso de sistemas binarios (dos estrellas girando alrededor de un punto común llamado centro de masas) ya que pueden haber momentos en los que estén intercambiando masa. También depende, aunque en menor medida, de la composición química con la que se inicia (hay nubes moleculares ricas en elementos más pesados), éstas evolucionarán en tiempos un poco más breves.

Todos podemos ser testigos de alguna forma viendo la evolución de una o de un sistema de estrellas a través de cambios en el brillo aparente observados desde la Tierra. Es interesante ver cómo varían y muy emocionante saber, a partir de eso, cómo funcionan estos astros transformadores de elementos.

*María Cecilia Scalia cursa la carrera de Licenciatura en Astronomía en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas del Observatorio de la ciudad de La Plata.
Trabaja en Extensión Universitaria en el Observatorio de La Plata. Colabora con el Instituto Copérnico y es integrante del plantel Cielo Sur.

Bibliografía
Astrofísica – Carlos Jaschek
Discovery the Universe – Kauffman/Comins
Astrophycical. Data: Planets and Stars – Kennet R. Lang


Agradecimientos
Dr. Jaime García
Sr. Federico García
Sr. Sebastián Otero
Dr. Jorge Panei
Dr. Osvaldo Ferrer
Sr. Marcos Girad
Sra. Silvia Smith

 

 

 
 
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