S?bado, 03 de abril de 2010
LA VIDA ÚTIL DE UNA ESTRELLA ANTES DE CONVERTIRSE EN SUPERNOVA

No se conoce la forma exacta del mecanismo de la formación de una estrella, pero de alguna manera el gas se empieza a aglutinar en diferentes puntos bajo el efecto de su propia gravedad, formando nubes cada vez más densas. Un núcleo denso, que podría ser unas 60 veces mayor que el sol, la protoestrella, empieza a formase rodeado por un halo de gas. Debido al aumento de presión, cada vez mayor, y tras unos 50.000 años, el centro de la protoestrella se vuelve tan caliente que da principio la combustión nuclear y se inicia la transformación de átomos de hidrógeno en átomos de helio. Ha nacido una estrella.

La fuerza de expansión de la energía liberada en esta transformación contrarresta la fuerza de la gravedad de la estrella, lo que impide que se colapse totalmente y se estabilice. Al cabo de unos 10 millones de años se acaba el hidrógeno del núcleo. Al no existir una fuerza que contrarreste a la gravedad, éste se contrae y calienta aún más. Al mismo tiempo, el hidrógeno restante, en una corteza exterior, continúa fusionándose y se convierte en helio; la estrella se expande hasta llegar a ser una gigante roja. El núcleo se calienta al grado de poder convertir, por fusión, el helio en carbono. En fusiones sucesivas, el carbono da origen a elementos mas pesados, hasta llegar al hierro. Al llegar a éste ya no se genera más energía por fusión nuclear, y la parte media de la estrella se desintegra en forma catastrófica por efecto de su propia gravedad. El colapso libera energía hacia las partes exteriores y origina la explosión mas violenta que se conoce en el universo: la supernova.

Después de la explosión, la supernova despide ondas de choque y nubes de gas. A partir de este gas se forma una nueva generación de estrellas, enriquecidas con elementos creados en las fusiones de la vieja estrella y elementos mas pesados creados en la tremenda explosión, y en el caso el Sol, de planetas en los que puede evolucionar la vida. Así, cada átomo de nuestro mundo se fusionó en el núcleo incandescente de una estrella gigante, que al explotar esparció los elementos necesarios para la formación de estrellas y planetas. Fue la primera generación de estrellas, estrellas gigantes, las cuales han desaparecido casi en su totalidad, y vivimos gracias a su legado. No todas las estrellas de la primera generación fueron así, pero estas son las que hicieron posible la creación de los planetas y de nosotros mismos.

De la supernova solo sobrevive el núcleo, de una extraordinaria densidad y de pocos kilómetros de diámetro. La enorme presión generada logra triturar absolutamente todo hasta convertirlo en neutrones, los que se concentran y compactan. Ha nacido una estrella de neutrones, la cual gira hasta 30 veces por segundo y emite señales de radio que se concentran en los polos magnéticos. Al barrer el espacio como el haz de la luz de un faro, los radioastrónomos captan esas señales en forma de pulsaciones, por ello, en su descubrimiento se los llamó púlsares.

Si la masa inicial es de 50 veces la del Sol, en vez de convertirse en una supernova, la inmensa fuerza de la gravedad hará que la estrella implosione sin remedio hasta convertirla en un agujero negro, donde ni siquiera la luz es capaz de escapar al intenso campo gravitatorio y donde el espacio y el tiempo se funden y contraen.

Durante la formación de una estrella como el Sol, los fragmentos de una nube de gas llegan a tardar un millón de años en contraerse hasta el tamaño del sistema solar. A medida que la nube se compacta, la liberación de energía gravitacional calienta el núcleo, el cual comienza a resplandecer. Un millón de años después de la condensación de la nube original, el Sol medía la mitad de su diámetro actual y su brillantez era de una vez y media la de la actual. En su núcleo se inician las reacciones termonucleares. La rotación obtenida al contraerse, aplanó la nube original y la cambió a un disco plano. El polvo y el gas del disco se aglutinaron en la periferia hasta formar protoplanetas.

30 millones de años después, el Sol alcanzó un estado semejante al que tiene ahora. Se inicia la transformación de hidrógeno en helio. Los protoplanetas crecieron lo suficiente para lograr atraer casi todas las partículas circundantes y convertirse así en planetas. El sistema se estabiliza y transcurren unos 4.600 millones de años así.

El hidrógeno de nuestra estrella se consumirá en unos 4.000 millones de años más. En ese momento, la combustión del hidrógeno se extenderá a las capas exteriores, las cuales se expandirán, como una gigante roja, absorbiendo en ese proceso a todos los planetas interiores. El helio que quedaba en el núcleo también se agotará, haciendo que el núcleo se contraiga y se caliente más, aunque no lo suficiente como para quemar elementos mas pesados. Las capas superiores del hidrógeno sin quemar se expandirán y formarán una nebulosa planetaria, y las capas inferiores darán lugar a una estrella enana blanca. Con el tiempo, la enana blanca se enfriará hasta convertirse en una enana negra, fría y densa, que no irradiará energía y será invisible.

Podemos resumir que la vida y nacimiento de una estrella cuenta con las siguientes etapa principales en su evolución:

1.- Una estrella comienza a formarse cuando una nube de gas y polvo se colapsa gravitatoriamente, aumentando así, su densidad, dando como consecuencia un calentamiento de la materia e imprimiendo giro a la masa de gas. Esta masa de gas se aplana.

2.- Se incian diversas reacciones nucleares en el seno de esa masa de gas. En algunas ocasiones, estas reacciones, hacen que salga expulsada del núcleo de dicha masa cierta cantidad de polvo sobrante, que es lo que formarán los planetas:

3.- La estrella entra en la secuencia principal, el hidrógeno empieza a transformase en helio, presentando un brillo uniforme y estable, dependiendo su brillo, tamaño, color y tiempo de vida de su masa inicial.

4.- . Una vez agotado el hidrógeno, la estrella se hincha y el helio empieza a transformarse en carbono. Como la temperatura de su superficie disminuye, las capas externas de la estrella aparecen rojizas e infladas, denominándolas "gigantes rojas".

5.- La estrella sigue creciendo engunllendo los planetas que la orbitan y el carbono que se encuentra en su inferior empieza a transformar en hierro. Se las llama "supergigantes rojas".

6.- En su muerte, la estrella expulsa su parte gaseosa más externa y que con su interior o núcleo al descubierto. La materia expulsada da lugar a las nebulosas planetarias y una enana blanca en el centro de la misma.

7.- Este núcleo seguirá evolucionando, pero su final dependerá de la masa inicial de la estrella:

7a.- Estrellas con masa inferior a 9 o 10 veces la del sol: a nebulosa planetaria permanece mientras la enana blanca está lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es su componente principal (este periodo dura unos 10.000 años). Las enanas blancas se enfrían rápidamente al principio pero la tasa se ralentiza después. Una enana blanca no tiene fuentes de energía propias, por lo que su luminosidad procede de su energía térmica almacenada. Así, poco a poco se irá apagando hasta llegar a convertirse en una enana negra. No obstante, el tiempo necesario para ello es tan largo que ninguna enana blanca, ni siquiera las formadas al principio de la historia del universo, ha llegado hasta esa fase.

7b.- Estrellas con masas superiores a 9 o 10 masas solares: evolucionan a través de todas las fases de combustión hasta llegar al pico del hierro para agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen. Las últimas fases de quemado transcurren cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar al quemado del silicio en hierro, el cuál tiene lugar en escalas de días. El núcleo incapaz de generar más energía no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima de él por lo que se hunde sobre sí mismo. Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro (cuando la masa supera las 30 masas solares). Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.

Fdo. Cristobal Aguilar.


Publicado por cristobalaguilar @ 21:39  | Astronom?a
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By cristobalaguilar at 2011-02-03
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