Austrinus

Secciones

Colapso estelar

A medida que las estrellas agotan su combustible, éstas comienzan a Destinos para una estrellaexperimentar distintos procesos en su interior que las llevarán lentamente a transformarse en un objeto distinto, el cual se ubicará fuera de la ya mencionada secuencia principal. El camino que tome una estrella para convertirse en uno u otro objeto, dependerá casi exclusivamente de la masa inicial de la estrella. Hacia sus etapas finales, ocurren desequilibrios que afectan su equilibrio hidrostático, es decir, entre la presión de sus reacciones termonucleares y su gravedad. Estas reacciones termonucleares se volverán incapaces de frenar el colapso de la estrella, una vez que este equilibrio se debilita. Los siguientes gráficos exponen resumidamente cada etapa estelar, desde su inicio hasta los posibles caminos hacia su agonía.

Etapa para estrellas con más de 0.08 masas solares

Gigante roja

Gigante rojaTras haber pasado muchos millones de años consumiendo hidrógeno mediante fusión nuclear, todas las estrellas mayores a 0.08 masas solares (con excepción de las enanas rojas,) van a pasar a convertirse en una gigante roja. Esto resulta del agotamiento de combustible de la estrella original, incapaz ya de soportar el peso de las capas externas; el núcleo comienza a contrarse y calentarse, cuya consecuencia es una expansión de las capas externas cuya superficie se hace más fría, dándole un color rojizo. Así se empieza a formar una gigante roja, que así alcanza temporalmente un nuevo equilibrio.

Las estrellas gigantes rojas se caracterizan por emitir desde el núcleo un fuerte viento estelar, que hace más rápida su pérdida de masa (entre 40~60%), fenómeno al cual su alta metalicidad (presencia de metales, es decir, elementos distintos al hidrógeno y helio) también contribuye. El proceso principal por el cual se mantiene estable una gigante roja se llama fusión de helio, o Ciclo triple Alfa; debido a que ahora hay altas concentraciones de helio y poco hidrógeno en la estrella, ocurre un proceso de combustión del helio en carbono (3 núcleos de helio-4 se combinan para formar 1 núcleo de carbono-12); posteriormente también ocurre una fusión de carbono en oxígeno. Lo que ocurra a partir de este punto ya dependera de la masa inicial de la estrella, como se verá a continuación.

Enana roja

Enana rojaLas estrellas enanas rojas constituyen una excepción en cuanto a las etapas finales de una estrella, puesto que no llegan a alcanzar la fase de gigante roja. De hecho, ni siquiera alcanzan a iniciar las reacciones de fusión de helio, ya que éstas estrellas son muy pequeñas (1/3 de masa solar) y frías, del orden de 2.000~3.500 ºC. Son estrellas dentro de la secuencia principal (en el rango K ó M). Queman muy lentamente el hidrógeno, al punto que eso les permite tener una vida muy grande, estimada en varios billones o trillones de años. Tan larga es la vida de estas estrellas, que el tiempo entero desde el Big Bang (estimado en unos 13.700 millones de años) hasta ahora no ha sido suficiente para que las enanas rojas lleguen a sus etapas finales fuera de la secuencia principal. Se piensa que simplemente se contraen y se calientan despacio hasta consumir todo su hidrógeno. Las enanas rojas posiblemente sean el tipo más común de estrella más común en el Universo, pero dada su baja luminosidad se hace difícil observarlas.


 Etapas finales para estrellas con masa inicial entre 0.08 y 8 masas solares

Nebulosa planetaria

Nebulosa planetariaUna vez que la etapa anterior de gigante roja culmina, es decir no puede realizar más procesos de fusión, termina por expulsar violentamente sus capas externas y conformando algo conocido como nebulosa planetaria; es decir, los restos de las capas expulsadas por la estrella, la cual permanece en el centro de esta nebulosa, pero ahora convertida en una pequeña estrella enana blanca. El material que conforma la nebulosa planetaria (llamada así por su usual forma esferoidal, similar a un planeta) es abundante en hidrógeno y elementos pesados; la enana blanca central, por otro lado, emite radiación ultravioleta (UV) y cuando su temperatura superficial llega a unos 30.000 ºK consigue ionizar el gas de las capas expulsadas.

Esta ionización hace que los electrones se desprendan y recombinen, es decir, se combinan con átomos cargados positivamente y producen que el gas se torne luminoso, emitiendo fotones visibles que en conjunto hacen de la nebulosa planetaria un hermoso objeto, del cual son conocidas sus múltiples formas y colores. Los colores y la luminosidad de la nebulosa planetaria dependerán directamente de su ionización y composición química.

Enana blanca

Enana blancaTal como se dijo, las capas expulsadas en una gigante roja forman una nebulosa planetaria. Y al centro de ella aparece una pequeña estrella (como del tamaño de la Tierra) llamada enana blanca (su nombre alude a que su espectro se sitúa en el blanco). Una enana blanca es el resultado de la contracción del núcleo en la otrora gigante roja, que expulsó sus capas sin lograr más reacciones de fusión. Esto ocurre porque los electrones degeneran e impiden nuevas reacciones; a esto también se llama repulsión entre electrones, proceso que sostiene la estrella impidiendo que colapse. Cuando se logra este complejo equilibrio se forma la enana blanca, con temperatura inicial entre 100~200 millones de grados, pero lentamente va enfriando.

Para hacer posible la repulsión entre electrones, se requiere una densidad de ~10E6 g/cm3; por ello estas estrellas son muy densas (si sacáramos una “cucharada” pesaría millones de toneladas); también se requiere que la masa de la estrella no supere algo llamado Límite Chandrasekhar, equivalente a 1,44 masas solares (por encima, se volvería una estrella neutrónica o un agujero negro). Las enanas blancas se componen mayormente de carbono y oxígeno, y su enfriamiento sigue por varios millones de años hasta acercarse al Cero absoluto (-273 ºC), volviéndose una enana negra (aún teórico), totalmente negro y sin luminosidad.

Nova (en algunos casos)

NovaUna nova es un fenómeno asociado a algunas enanas blancas, específicamente aquellas que forman un sistema binario con otra estrella, de tipo gigante o supergigante roja; debido a que ésta última está expandiendo sus capas externas, tiene menos poder gravitatorio sobre ellas, haciendo posible que la enana blanca le “arranque” parte de su material gaseoso (hidrógeno), el cual empieza a acumularse alrededor de la enana blanca, formando un disco de acreción en torno a ella; luego de transcurrido un largo tiempo, la enana blanca con material alrededor llega al punto de iniciar la combustión del hidrógeno, produciendo una explosión termonuclear sobre la superficie de la enana, la cual es bastante brillante pero no llega a destruir a la enana blanca; produce un destello luminoso de corta duración (unos pocos días), que visto desde la Tierra pareciera que apareció una nueva estrella en el cielo.

De allí viene el nombre “nova”, que en latín significa “nueva. Una vez ocurrido esto, la enana blanca puede seguir consumiendo material a su vecina gigante, repitiendo de nuevo el ciclo; esto puede seguir ocurriendo hasta que la enana blanca termine de extraer su material a la gigante roja, o en un caso especial, la nova podría generar suficiente energía para destruir todo el sistema.


 Etapas finales para estrellas con masa inicial mayor a 8 masas solares

Supergigante roja

Supergigante rojaUna supergigante ocurre cuando la masa de la estrella inicial es mayor a ~8 masas solares. Cabe destacar que no todas las estrellas llamadas “gigantes” y “supergigantes” necesariamente corresponden a estrellas en sus últimas etapas de vida. También existen las jóvenes supergigantes azules (de tipo espectral O), mientras que las supergigantes rojas (y las gigantes rojas expuestas antes) son estrellas muy evolucionadas (de tipo espectral M); las supergigantes rojas pueden ser más de 100 o 1.000 veces más grandes que nuestro Sol, y son el siguiente paso de una gigante roja, donde esta vez sí existe el suficiente calor para generar otras fases de fusión, con una consiguiente nueva expansión de la estrella a enormes dimensiones.

Las fases que aquí ocurren son: fusión de carbono en neón, fusión de neón en oxígeno, fusión de oxígeno en silicio, y por último, fusión de silicio en hierro. Esta última fase es determinante, ya que aquí se produce algo llamado equilibrio estadístico nuclear, donde el hierro ya no puede fusionarse y la estrella le resulta imposible seguir sosteniéndose, terminando por colapsar.

Supernova

SupernovaUna supernova es una violenta explosión de una estrella supermasiva, en la etapa final de su vida. Ocurren cuando la estrella ya ha pasado por todas las etapas anteriores (de gigante roja y/o supergigante roja), impedida de seguri haciendo reacciones de fusión, por cuanto la estrella termina colapsando, contrayéndose y posteriormente, en una fracción de segundo, explotando violentamente sus capas exteriores y originando una enorme luminosidad, la cual puede llegar a ser tan brillante como la galaxia en donde reside, para luego ir decreciendo lentamente hasta sólo dejar un destello.

Es uno de los fenómenos más violentos en el Universo, en el cual la luminosidad puede durar por días o incluso meses; una supernova se caracteriza por expulsar polvo, gas y muchos elementos pesados al espacio, vale decir metales, los cuales en definitiva son la materia prima para la formación de planetas y cuerpos sólidos (por eso suele decirse que todo lo que nos rodea alguna vez fue “polvo de estrellas”, o el producto de una supernova). Las supernovas se dividen en los tipos I y II, según si carece o posee líneas espectrales de hidrógeno; pueden liberar tanta energía como 1044 J.


 Posibles caminos luego de una explosión supernova

Enana de neutrones

Estrella de neutronesUna enana de neutrones es una estrella remanente luego que una estrella ha explotado como supernova tipo II. Una condición para esto es que la estrella original debe tener más de 8 masas solares, y menos de un valor aún desconocido. Estas estrellas son aún más densas que las enanas blancas, y más pequeñas. Se mantienen por un proceso de “degeneración de neutrones” o “repulsión de neutrones”; para que ocurra una neutronización (combinación de electrones y protones para dar neutrones) es necesaria una densidad de 109 g/cm3. Las enanas de neutrones tienen un tamaño que bordea apenas los 20 km de diámetro; su gravedad es inmensa, y en su interior aún no se tienen muy claros los elementos que la componen. Se puede decir que las estrellas de neutrones están en un estado límite, apenas “salvadas” de convertirse en un agujero negro, otro posible destino que puede ocurrir tras una supernova. Los miembros más característicos de las estrellas de neutrones son los púlsares.

Púlsar (subcategoría)

PulsarUn púlsar es una estrella de neutrones que se caracteriza por emitir una pulsante y constante radiación, a intervalo regular. Esto ocurre debido a que la estrella presenta un fuerte campo magnético, el cual sumado a una extraordinariamente rápida rotación de la estrella, le proporciona un efecto de “dínamo”. Así, se producen dos haces de radiación provenientes desde cada polo magnético de la estrella, los cuales hacen un “barrido” del espacio en forma periódica, tal como lo haría un faro. Las partículas emitidas por un púlsar pueden ser ondas de radio, óptica, UV, rayos X y rayos Gamma. Los púlsares tienen la notable cualidad de rotar sobre sí mismas varias veces por segundo y de forma sumamente precisa, algo posible de detectar.

No obstante, se sabe que los púlsares a medida que envejecen van girando un poco más lentamente. Debe tenerse en cuenta que todos los púlsares son estrellas de neutrones, pero no todas las estrellas de neutrones son púlsares; de hecho, deben darse algunas condiciones complejas para que una estrella neutrónica se comporte como púlsar, o sea, emitir potentes haces de radiación en radio ú ópticas; una de las condiciones necesarias es que la estrella tenga a su alcance materia acumulable, como los remanentes de supernova, para conseguir las reacciones que aceleren su rotación y la conviertan en un púlsar. La palabra “púlsar” proviene del término inglés Pulsating star (estrella pulsante).

Agujero Negro

Agujero negroUn agujero negro es una singularidad, es decir, un punto donde dejan de funcionar las leyes matemáticas y físicas convencionales, debido a que existe una curvatura del espacio-tiempo muy grande, con una enorme cantidad de materia concentrada en un sólo punto. Siendo así, un agujero negro es una concentración de masa con volumen prácticamente nulo, pero con una enorme densidad y fuerza de gravedad que lo hacen popular por “tragarse” todo lo que encuentra a su paso, y donde ni siquiera la luz puede escapar a su atracción, excepto algunas radiaciones cuya explicación sería bastante compleja. Para originar un agujero negro, se estima que la estrella debe ser inicialmente ~14 masas solares. Estos objetos son llamados así porque no pueden versen directamente, pero sí pueden verse sus efectos.

Un agujero negro tiene su límite de “zona de atracción” delimitado por algo llamado “horizonte de sucesos”, punto a partir del cual la materia ya no puede escapar. Para explicar la radiación que logra escapar de un agujero no puede recurrirse a la mecánica clásica, sino a la mecánica cuántica; aquí destaca el trabajo del físico Stephen Hawking, al enunciar su teoría de que el campo gravitacional de un agujero negro logra crear en forma espontánea una partícula y una antipartícula, donde la partícula cae al agujero, pero la antipartícula logra escapar y en este proceso se aniquila con otra partícula, transformándose en radiación pura. Este concepto es conocido como “radiación de Hawking”. La existencia de los agujeros negros fue predicha por la teoría de la relatividad general, pero Einstein siempre negó su existencia.


Casos estelares excepcionales

Enana café

Enana caféUna enana café (también llamada enana marrón), son objetos que no alcanzaron lograr la masa y temperatura suficientes para iniciar reacciones termonucleares de fusión de hidrógeno, por tanto suele conocérselas como “estrellas fallidas”. Tienen una masa apenas entre 10~75 masas de Júpiter, equivalente a 0.01 y 0.08 masas solares; se puede decir que son un estado intermedio entre un planeta gigante gaseoso y una estrella de poca masa, ya que no alcanzan la secuencia principal y su temperatura superficial apenas alcanza entre 800 a 2.000 ºC. El modo de saber que estas estrellas no logran llegar a la fase de fusión nuclear, reside en que sus atmósferas tienen litio, un elemento que en las estrellas comunes es destruido debido a las altas temperaturas; en las enanas café este material queda intacto durante toda su existencia, la cual consistirá en una lenta contracción y enfriamiento, haciéndose cada vez más frías y débiles. Debido a todo esto y a su bajo brillo, las enanas café son objetos difíciles de detectar.

Magnetar

MagnetarUn magnetar es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético enorme, alrededor de miles de millones de Gauss en comparación con la Tierra; este fuerte campo magnético produce que dichas estrellas no logren pulsaciones ópticas o de radio como los púlsares, pero a cambio tienen una temperatura superficial altísima (de unos 10.000.000 ºC), con explosiones “suaves” de rayos Gamma; es decir, radiación de una duración muy pequeña, pero de una intensidad muy grande. Es por ello que estos objetos también son llamados “repetidores gamma blandos” o “soft gamma repeaters”, y fueron la solución a ciertos objetos encontrados cerca de remanentes de supernova, los cuales emitían radiaciones intensas de rayos Gamma donde los púlsares tradicionales no eran una explicación satisfactoria. Estas estrellas altamente magnéticas tendrían un rango de vida muy corto, de alrededor de 10.000 años.

Estrella de quarks

Estrella de QuarksUna estrella de quarks es un objeto teórico que vendría a ser un estado intermedio entre una estrella de neutrones y un agujero negro. Su característica principal es que serían muy pequeñas (~10 km diámetro) y altamente densas, a tal punto que su materia interna podría hacer colapsar a los neutrones en proceso de degeneración, o “repulsión”, transformándose en un material líquido únicamente compuesto de quarks, como una gran “sopa”. A este complejo tipo de estado, se le da el nombre de plasma de “quark-gluones”. No se sabe con exactitud cuánta porción de la estrella estaría compuesta por quarks, pero la existencia de estrellas de este tipo no se descarta, debido a que aún se desconoce los estados de la materia que se forman a ciertas densidades muy altas.

¡Austrinus ha sido renovado! Detalles.
Astro Imagen del día
Últimos posts
Últimos comentarios
    Próximamente
    Astrofotografías
    Loading...
    ¡Comparte!
    Share on Google+0Tweet about this on TwitterShare on Facebook2Share on LinkedIn0Email this to someone