vida y muerte de las estrellas(info+ fotos)

VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas no son inmutables, pasan por diferentes etapas dependiendo de su masa. Al final de su vida, cuando toda la masa fusionable se ha consumido, una estrella normal se puede convertir en un objeto cósmico exótico: un agujero negro, una estrella de neutrones, una supernova, una gigante roja, una enana blanca, etc.

Una estrella pasa la mayor parte de la vida consumiendo hidrógeno para producir helio mediante la fusión nuclear

Cuando el material fusionable se agota la estrella pierde la presión interna producida por la fusión nuclear y puede colapsar inmediatamente terminando en una enana blanca.




Evolución Estelar

Hay estrellas más brillantes que el Sol, y otras menos brillantes que el Sol. También hay estrellas más calientes y otras menos calientes que el Sol. La temperatura y el brillo de una estrella están relacionadas, lo cual se puede apreciar en una gráfica del brillo como función de la temperatura.



En 1911 el astrónomo Ejnar Hertzprung usó este tipo de diagrama por primera vez. Más tarde en 1913 y de forma independiente Henry Norris Russell hizo lo mismo. Por la calidad y cantidad de información revelada en este sencillo diagrama, que se llama el diagrama Hertzprung-Russell (H-R), este representa un gran logro para la astrofísica y es una herramienta valiosísima para los astrónomos. Usando este diagrama, por ejemplo, se puede hallar la edad de los cúmulos globulares.


Secuencia Principal

Para una estrella comparable al Sol, la mayor parte de la vida de la estrella ocurre durante la fase de fusión de hidrógeno en helio. A medida que la estrella consume hidrógeno se va formando un núcleo de helio donde también se pueden fusionar elementos más pesados. Durante esta etapa la estrella se hace más caliente y más brillante. En el diagrama H-R las estrellas que pasan por esta etapa aparecen en la región llamada Secuencia Principal. Más adelante cuando se agota el hidrógeno estas estrellas abandonan la secuencia principal y se convierten en gigantes rojas. Entre mayor sea la masa original de la estrella más rápidamente quema su combustible y por lo tanto más corto es su paso por la secuencia principal en la evolución estelar.


El Final de una Estrella

Dependiendo de la masa original de la estrella, estas son las etapas finales a las que puede llegar una estrella al final de su vida:

Gigantes Rojas

El Sol es una estrella con una masa de 2 x 1030 Kilogramos. Cuando todo el hidrógeno en su núcleo se ha fusionado en helio el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. Será tan grande que llegará a incluir las órbitas de Mercurio y Venus. Esto ocurrirá dentro de 5 mil millones de años y se produce por el calentamiento de la estrella debido a la fusión de los elementos más pesados que el helio. Durante esta etapa, la estrella emite las capas más exteriores de su atmósfera dando así origen a nubes brillantes de gas y polvo llamadas nebulosas planetarias.





Enanas Blancas

Cuando todo el combustible nuclear (incluyendo elementos más pesados que el helio) se ha terminado, la estrella se enfría y se compacta formando así una enana blanca.






Enanas Marrón

Es posible que durante el proceso de formación, algunas estrellas no alcancen la masa suficiente para comenzar las reacciones termonucleares del hidrógeno en su centro. Como no brillan éstas estrellas son muy difíciles de observar, son como un planeta gaseoso gigante. Estrellas con masa inferior a 80 veces la masa del Júpiter exhiben este comportamiento.






Supernovas


En estrellas con masa un poco mayor que la del Sol (> 1,4 Msol) la fusión nuclear produce elementos cada vez más pesados. Cuando se forma el hierro, el núcleo de la estrella no puede auto-soportarse y colapsa gravitacionalmente. Las capas exteriores son emitidas como en una super explosión cósmica y el núcleo remanente se compacta formando una estrella de neutrones.




Otro mecanismo que da origen a una supernova consiste en lo que ocurre en un sistema binario formado por una estrella normal y una enana blanca. En este sistema las dos estrellas ligadas por la gravedad se mueven en órbita una en torno a la otra. Puesto que la enana blanca es tan densa su gravedad es suficiente para atraer materia de la estrella vecina. Se crea un flujo permanente de gas hacia la enana blanca haciendo que su masa aumente y dispare el proceso de fusión nuclear una vez más. Este evento es explosivo y se observa en el cielo como una estrella que aumenta su brillo rápidamente. A este tipo de estrella se le conoce con el nombre de Supernova Ia y es útil para determinar las distancias astronómicas.





Estrella de neutrones

Una estrella de neutrones es una estrella formada por neutrones empacados con la misma densidad que en un núcleo atómico. Es decir una estrella de neutrones es como un núcleo atómico gigantesco. Una cucharadita de materia sacada de una estrella de neutrones tiene una masa de mil millones de toneladas.

Las estrellas de neutrones se forman como producto de una supernova. Durante la explosión de una supernova, la densidad en el núcleo remanente es tan grande que allí se forma una estrella de neutrones o un agujero negro.




Púlsares

Así como se conserva la energía, existen otras propiedades físicas que se conservan. Una de ellas es la cantidad de momento angular, la cual es una medida de la cantidad de 'impulso' que tiene un objeto en rotación.

En el proceso de colapso gravitacional cuando se forma una estrella de neutrones hay una gran cantidad de momento angular disponible a la estrella de neutrones recien formada. Como resultado ésta queda girando a velocidades angulares muy altas.

Se han observado estrellas de neutrones rotando a una velocidad de más de mil vueltas por segundo. Dentro de la estrella de neutrones se forman campos electricos y magnéticos que emiten ondas de radio enfocadas en un haz muy directo que da vueltas. Cuando un radiotelescopio intercepta el haz de radioondas se registra una señal que consiste en una secuencia de pulsos. Justamente fue así como los astrónomos Antony Hewish y Jocelyn Bell descubrieron los púlsares en 1967.





Agujeros Negros

Si la masa inicial de una estrella es superior a 8 masas solares, al final de su vida cuando todo el combustible se ha gastado, la estrella se convierte en un agujero negro.

¿Qué es un agujero negro?
Es una región del espacio con tanta masa concentrada en un punto que ningún objeto, ni siquiera la luz, puede escapar de su atracción gravitacional.
Podemos entender este fenómeno si imaginamos lo que ocurre cuando la densidad de un planeta aumenta de manera colosal.





¿Qué tan grande es un agujero negro?

La condición importante para la formación de un agujero negro es que alcance a concentrar una cierta cantidad de masa dentro de un cierto radio. Por ejemplo, si la masa de la Tierra se concentra dentro de una esfera de radio 9 milímetros ésta se convierte en un agujero negro.

El Sol se convertiría en un agujero negro si toda su masa se concentra dentro de una esfera de radio 3 kilómetros. Este radio en general se llama el 'horizonte de eventos' o el 'horizonte causal'. Se llama 'horizonte de eventos' porque cualquier evento que ocurra dentro de esta región nunca podrá ser comunicado al mundo exterior ya que ninguna señal puede salir del agujero negro.

Si el Sol se convierte en un agujero negro, fuera de la pérdida de la energía solar que le da día a los planetas, no pasaría nada con sus órbitas. El agujero negro no se tragaría los planetas. Para que un objeto sea absorbido por el agujero negro, éste debe acercarse a una distancia menor que el radio del 'horizonte de eventos'.



¿Cómo vemos los agujeros negros?

Si existen agujeros negros en abundancia, éstos podrían ser la materia oscura del universo.
Si un agujero negro no deja escapar la luz, entonces ¿cómo lo podemos ver?
Respuesta: un agujero negro no se ve directamente.

Se ha podido verificar experimentalmente la existencia de agujeros negros (por ejemplo en el centro de algunas galaxias) examinando el movimiento de estrellas en torno a su centro y la radiación emitida por las partículas cargadas que caen al agujero negro.




Quasares

Los objetos celestes más brillantes que se han llegado a observar son los Quasares (también llamados Nucleos Galácticos Activos o AGN). Estos objetos son galaxias que albergan un agujero negro supermasivo en su centro. La atracción gravitacional generada por este agujero negro es tan intensa que cualquier estrella o nube de gas que se encuentre cerca al centro de la galaxia son chupadas por el agujero negro y desaparecen para siempre. El brillo de los quasares se debe a radiación emitida por la materia acelerada que cae al agujero negro.

Cuando un astrónomo observa una estrella dando vueltas en torno a un punto, es posible calcular la masa concentrada en ese punto simplemente midiendo la velocidad y el radio de la órbita de la estrella. De esta forma se han detectado sistemas de estrellas (o gas) en rotación tan veloz y en un radio tan pequeño, que no queda otra explicación posible a la de admitir que debe existir un agujero en ese punto.




¿Cómo se puede formar un agujero negro?

El mecanismo más efectivo para formar un agujero negro es cuando las capas superiores en una estrella de gran masa explotan mientras que el núcleo de la estrella implota (es decir se contrae rápidamente). Esto es justamente lo que ocurre cuando el material fusionable de una estrella es consumido totalmente. Al acabarse la fuente de presión en la estrella (que la mantenía en equilibrio contra la gravedad) toda la masa del núcleo colapsa gravitacionalmente en su centro y así se genera un agujero negro.