EVOLUCIÓN ESTELAR
Una estrella nace a partir de una nube de gas en estado molecular, llamada nebulosa (debido a las bajas temperaturas que rondan los 20 a 30 K) que se contrae y comprime hasta calentarse lo suficiente para poder dar lugar a la fusión del hidrógeno en helio, en ese momento se dice que la estrella ha nacido. Dependiendo del tamaño de la nube y otros factores, esa nebulosa puede dar vida a cúmulos o pequeños grupos estelares.
Pero… ¿cómo es el proceso?
En primer lugar cabe destacar que, la nebulosa, es una nube de polvo y gas, principalmente hidrógeno. Ésta se contrae y se condensa, tanto por acción de la gravedad, como también se puede dar por una excitación producida por una onda de choque de una supernova, o simplemente por la rotación de la galaxia. Esa zona que se condensa se comienza a separar de la nebulosa formando una especie de dedos, denominados Eggs (Evaporating gaseous globules), si estos tienen masa suficiente se convierten en lo que denominamos glóbulos de Bok, que básicamente son concentraciones de polvo, que se destacan como zonas oscuras sobre el fondo de estrellas o de una nebulosa (Cómo se aprecia en la imagen de la derecha).
Conforme la nebulosa sigue colapsando, esta se fragmenta en nubes más pequeñas, que poseen una masa suficiente como para la formación estelar, a estas nubes se les llaman “protoestrellas”.
Glóbulos de Bok
A medida que el colapso de la protoestrella continúa, su densidad aumenta progresivamente, como consecuencia de esto la distancia entre las partículas de gas disminuye, por lo que están más propensas a colisionar. Esto produce un aumento en la temperatura de la protoestrella. Este colapso gravitatorio ocasiona también que la sustancia cercana a la protoestrella se aplane, se caliente, y comience a girar alrededor a ella, y se le adjudica el nombre de disco de acreción.
Una parte de la materia de este disco está destinada a caer, por la atracción gravitatoria de la protoestrella, sobre su superficie, contribuyendo al aumento de masa de la misma. Por otro lado, el campo magnético de la protoestrella, cada vez más intenso, atrapa parte de la sustancia para expulsarla por sus polos.
Evolución de nebulosa a protoestrella.
También desechan el exceso de materia por sus polos, fenómeno que se conoce como “viento o flujo bipolar”.
El remanente de ese disco de acreción, puede formar en un futuro un sistema planetario.
Objeto Herbig-Haro
Como la protoestrella es el resultado del colapso de un objeto con gran radio, al principio será fría y muy luminosa. El núcleo todavía está frío como para poder producir las fusiones termonucleares. La única fuente de energía disponible es la energía potencial gravitatoria liberada en el proceso de contracción. La protoestrella, luego de contraerse, y calentarse lo suficiente, alcanza en su núcleo
Temperaturas del orden de los 10 millones de K.
En este momento es cuando el núcleo de la protoestrella puede comenzar a fusionar hidrógeno en helio, en este momento se dice que “nació” una estrella, y esta ingresa a la secuencia principal del diagrama de HR.
Ahora es cuando existe una fuerza que detenga la fuerza gravitatoria que tiene a comprimir a la estrella, esta nueva fuerza es generada por la energía que se libera desde el núcleo, y se denomina presión térmica. Este equilibrio logrado entre ambas fuerzas se denomina equilibrio hidrostático. Por otro lado existe otro equilibrio, denominado equilibrio térmico, y consiste en que cada capa de la estrella debe desprender la misma energía que recibe de la capa anterior.
¿Todas las protoestrellas van a dar origen a una estrella?
La respuesta es no, toda protoestrella cuya masa esté por debajo de las 0,1 masas solares terminará siendo una “enana marrón”, éstas son incapaces de lograr las fusiones termonucleares.
Además de las enanas marrones, el remanente del disco de acreción puede condensarse y dar lugar a lo que se conoce como planetesimales, que básicamente son los antecesores de los planetas. Estos a medida que aumentan su masa van atrayendo cada vez más material circundante. Los elementos más pesados como el hierro o el silicio se van a concentrar en el centro del planeta dando lugar al núcleo, mientras que los gases remanentes de la nebulosa primigenia pueden dar lugar a una atmósfera primitiva. La subsistencia de esta atmósfera la determina si el planetesimal tiene una atracción gravitatoria suficiente para que estos gases no se escapen al espacio, y también la cercanía a la estrella, ya que mientras más cerca esté el planetesimal mayor va a ser la exposición al viento solar, y por lo tanto el viento solar puede barrer los gases que componían la atmósfera primigenia.
El resto de material que queda en el sistema estelar quedará vagando por el espacio, como asteroides, cometas, y otros cuerpos menores.
¿Cómo es la evolución de las estrellas?
En el momento que la estrella ingresa en la secuencia principal del diagrama de H-R, va a permanecer estable durante la mayor parte de su vida. El tiempo de estabilidad de una estrella depende de la masa, y la relación es a mayor masa, menor tiempo de vida.
El tiempo de vida promedio de las estrellas de la secuencia principal con una masa similar a la del sol es de alrededor de los 10 mil millones de años. En cambio, la esperanza de vida de una estrella con unas 15 masas solares es de 15 millones de años. Y una estrella con 0,8 masas solares tendrá unos 20 mil millones de años de vida.
La muerte de las estrellas
La muerte de una estrella está determinada por su masa, y comienza cuando se rompe el equilibrio hidrostático. En otras palabras, la estrella se vuelve inestable cuando la presión térmica disminuye, y esto es consecuencia directa de la disminución del hidrogeno en el núcleo. Luego de varios millones de años, dependiendo de la masa estelar, la estrella consumirá todo su hidrógeno, esto ocasiona, en algunos casos, que en el núcleo cesen las reacciones de fusión nuclear, por lo que ya no habrá energía liberándose que contrarreste el colapso gravitatorio.
Proceso de la muerte estelar
Cuando finalmente la estrella ha consumido el hidrógeno de su núcleo, ahora es básicamente una bola de helio, que comienza a colapsar sobre sí misma por falta de la presión térmica que mantenía el equilibrio. A medida que la estrella se comprime, su núcleo se calienta aún más, mientras que las capas exteriores, ligadas más débilmente, no soportan la diferencia de presión, por lo que se expanden y se enfrían. En este punto la temperatura efectiva de la estrella ha disminuido hasta los 4000 K, por lo que tomará una coloración rojiza, la estrella ahora es una Gigante roja.
Las capas exteriores formarán una envoltura circumestelar entorno a la gigante roja. Dicha envoltura, como la temperatura ha descendido, se forman moléculas condensadas y granos de polvo. Cuando los átomos de esta envoltura son ionizados por una fuente de radiación (Una capa inferior con una temperatura de 30000 K) se forma lo que se conoce como nebulosa planetaria.
Por su parte, el núcleo continúa colapsando, y si este alcanza una temperatura de 100 millones de K, puede empezar a convertir helio en carbono y oxígeno. La energía que se libere en esta nueva fusión es capaz de frenar el colapso gravitatorio. A este proceso se le conoce como el flash del helio, y dura aproximadamente una décima parte de la vida en la secuencia principal.
Las estrellas que tienen una masa entorno a las 2,5 masas solares no pueden seguir evolucionando, y queda una enana blanca.
Las enanas blancas son estrellas cuya materia está degenerada, y son los electrones los que originan la fuerza que frena el colapso gravitatorio. El tamaño de una enana blanca es aproximadamente de un planeta tipo Tierra. Su luminosidad es muy baja, y su densidad alcanza las 37 toneladas por centímetro cúbico. Además de tener una temperatura de 100000 K. Existe un límite de masa en el cual un núcleo estelar no produce una enana blanca, conocido como límite de Chandrasekhar, cuyo valor es en torno a las 1,4 masas solares.
Las estrellas con una masa superior a las 5 masas solares, lograrán fusionar los átomos que se generen en la fusión anterior. Primero, cuando el núcleo alcanza los 700 millones de K, el carbono y el oxígeno dan lugar neón, sodio y magnesio. Al alcanzar los 1500 millones de K, se llega al silicio y al azufre. A más de 3000 millones de K, la estrella consigue un núcleo de hierro. En este momento la estrella ya ha alcanzado un tamaño impresionante, transformándose así en una supergigante roja.
El núcleo, por otro lado, ha adquirido una estructura similar a una cebolla, compuesta por capas de elementos, siendo el hierro el elemento central.
El hierro es el elemento más estable de la naturaleza, ya que su fusión absorbería más energía de la que liberaría. Como ya no existe fusión nuclear, tampoco hay una presión térmica que haga frente al colapso gravitatorio, por lo que el núcleo de hierro se comprime y se calienta. Cuándo este alcanza los 5000 millones de K los fotones son tan energéticos que arrancan los protones y neutrones del núcleo de hierro. Cada núcleo de hierro se descompone en 13 núcleos de helio y cuatro neutrones, absorbiendo la misma energía que se ha necesitado para obtener el hierro a partir de la fusión del helio. Los protones de los núcleos del helio se aniquilan con los electrones dando lugar a más neutrones y a la liberación de neutrinos. En este punto el núcleo, aún en proceso de contracción, es ahora mucho más pequeño, compuesto por neutrones, y su densidad alcanza las 270 millones de kilogramos por centímetro cúbico. La parte más central del núcleo se dilata, y el resto del núcleo cae sobre él, produciendo una enorme onda de choque, que reforzada con los neutrinos, proveerán la energía suficiente como para que la estrella explote como supernova.
Supernova en la galaxia NGC 1637
Las estrellas de neutrones o púlsar.
Una supernova deja un núcleo masivo con una gravedad tan alta que destroza sus átomos. Los protones y neutrones se aniquilan para formar una bola de neutrones que gira varias veces por segundo. Una estrella de neutrones puede tener una masa similar a la del Sol, pero concentrada en un radio de 15 Km, por lo que su densidad es de alrededor de 1000 millones de toneladas por centímetro cúbico. El poderoso campo magnético de la estrella canaliza su radiación en dos rayos que escapan de los polos magnéticos de la estrella de neutrones. Si los rayos apuntan a nosotros la estrella de neutrones se denomina púlsar, ya que púlsa como un faro.
Púlsar de la Nebulosa de Cáncer
Agujeros negros.
Una estrella inicial con más de 15 masas solares no produce una estrella de neutrones luego de la explosión de la supernova. Los neutrones del núcleo remanente se descomponen en los quarks que lo forman, y el núcleo se vuelve tan denso que la luz no puede escapar de él. Se ha formado un agujero negro.
Un objeto de 1 Cm de radio con la masa de la Tierra sería un agujero negro. Este radio corresponde una región de la masa infinitamente colapsada denominado singularidad y la superficie de este se conoce como horizonte de sucesos. El agujero negro, como absorbe toda la luz que recibe, no es directamente visible, pero si puede ser detectado mediante la influencia gravitatoria que produzca sobre objetos cercanos. Toda materia, inclusive estrellas, que estén dentro de la zona de influencia gravitatoria del agujero negro está destinada a caer sobre él en forma espiral y forma un anillo de gas denominado disco de acreción.
Sin lugar a dudas los agujeros negros son los objetos más enigmáticos de la astronomía.
Representación artística de un agujero negro.
¿Y qué pasa después?
Ya sea una nebulosa planetaria, o los remanentes de una supernova, los materiales expulsados regresan al medio interestelar, y lo enriquecen de materiales más pesados. De esta manera es posible, si se dan las condiciones necesarias, que a partir de los restos d una estrella pueda surgir una nueva generación estelar, para comenzar de nuevo el proceso.
Una estrella nace a partir de una nube de gas en estado molecular, llamada nebulosa (debido a las bajas temperaturas que rondan los 20 a 30 K) que se contrae y comprime hasta calentarse lo suficiente para poder dar lugar a la fusión del hidrógeno en helio, en ese momento se dice que la estrella ha nacido. Dependiendo del tamaño de la nube y otros factores, esa nebulosa puede dar vida a cúmulos o pequeños grupos estelares.
Pero… ¿cómo es el proceso?
En primer lugar cabe destacar que, la nebulosa, es una nube de polvo y gas, principalmente hidrógeno. Ésta se contrae y se condensa, tanto por acción de la gravedad, como también se puede dar por una excitación producida por una onda de choque de una supernova, o simplemente por la rotación de la galaxia. Esa zona que se condensa se comienza a separar de la nebulosa formando una especie de dedos, denominados Eggs (Evaporating gaseous globules), si estos tienen masa suficiente se convierten en lo que denominamos glóbulos de Bok, que básicamente son concentraciones de polvo, que se destacan como zonas oscuras sobre el fondo de estrellas o de una nebulosa (Cómo se aprecia en la imagen de la derecha).
Conforme la nebulosa sigue colapsando, esta se fragmenta en nubes más pequeñas, que poseen una masa suficiente como para la formación estelar, a estas nubes se les llaman “protoestrellas”.
Glóbulos de Bok
A medida que el colapso de la protoestrella continúa, su densidad aumenta progresivamente, como consecuencia de esto la distancia entre las partículas de gas disminuye, por lo que están más propensas a colisionar. Esto produce un aumento en la temperatura de la protoestrella. Este colapso gravitatorio ocasiona también que la sustancia cercana a la protoestrella se aplane, se caliente, y comience a girar alrededor a ella, y se le adjudica el nombre de disco de acreción.
Una parte de la materia de este disco está destinada a caer, por la atracción gravitatoria de la protoestrella, sobre su superficie, contribuyendo al aumento de masa de la misma. Por otro lado, el campo magnético de la protoestrella, cada vez más intenso, atrapa parte de la sustancia para expulsarla por sus polos.
Evolución de nebulosa a protoestrella.
También desechan el exceso de materia por sus polos, fenómeno que se conoce como “viento o flujo bipolar”.
El remanente de ese disco de acreción, puede formar en un futuro un sistema planetario.
Objeto Herbig-Haro
Como la protoestrella es el resultado del colapso de un objeto con gran radio, al principio será fría y muy luminosa. El núcleo todavía está frío como para poder producir las fusiones termonucleares. La única fuente de energía disponible es la energía potencial gravitatoria liberada en el proceso de contracción. La protoestrella, luego de contraerse, y calentarse lo suficiente, alcanza en su núcleo
Temperaturas del orden de los 10 millones de K.
En este momento es cuando el núcleo de la protoestrella puede comenzar a fusionar hidrógeno en helio, en este momento se dice que “nació” una estrella, y esta ingresa a la secuencia principal del diagrama de HR.
Ahora es cuando existe una fuerza que detenga la fuerza gravitatoria que tiene a comprimir a la estrella, esta nueva fuerza es generada por la energía que se libera desde el núcleo, y se denomina presión térmica. Este equilibrio logrado entre ambas fuerzas se denomina equilibrio hidrostático. Por otro lado existe otro equilibrio, denominado equilibrio térmico, y consiste en que cada capa de la estrella debe desprender la misma energía que recibe de la capa anterior.
¿Todas las protoestrellas van a dar origen a una estrella?
La respuesta es no, toda protoestrella cuya masa esté por debajo de las 0,1 masas solares terminará siendo una “enana marrón”, éstas son incapaces de lograr las fusiones termonucleares.
Además de las enanas marrones, el remanente del disco de acreción puede condensarse y dar lugar a lo que se conoce como planetesimales, que básicamente son los antecesores de los planetas. Estos a medida que aumentan su masa van atrayendo cada vez más material circundante. Los elementos más pesados como el hierro o el silicio se van a concentrar en el centro del planeta dando lugar al núcleo, mientras que los gases remanentes de la nebulosa primigenia pueden dar lugar a una atmósfera primitiva. La subsistencia de esta atmósfera la determina si el planetesimal tiene una atracción gravitatoria suficiente para que estos gases no se escapen al espacio, y también la cercanía a la estrella, ya que mientras más cerca esté el planetesimal mayor va a ser la exposición al viento solar, y por lo tanto el viento solar puede barrer los gases que componían la atmósfera primigenia.
El resto de material que queda en el sistema estelar quedará vagando por el espacio, como asteroides, cometas, y otros cuerpos menores.
¿Cómo es la evolución de las estrellas?
En el momento que la estrella ingresa en la secuencia principal del diagrama de H-R, va a permanecer estable durante la mayor parte de su vida. El tiempo de estabilidad de una estrella depende de la masa, y la relación es a mayor masa, menor tiempo de vida.
El tiempo de vida promedio de las estrellas de la secuencia principal con una masa similar a la del sol es de alrededor de los 10 mil millones de años. En cambio, la esperanza de vida de una estrella con unas 15 masas solares es de 15 millones de años. Y una estrella con 0,8 masas solares tendrá unos 20 mil millones de años de vida.
La muerte de las estrellas
La muerte de una estrella está determinada por su masa, y comienza cuando se rompe el equilibrio hidrostático. En otras palabras, la estrella se vuelve inestable cuando la presión térmica disminuye, y esto es consecuencia directa de la disminución del hidrogeno en el núcleo. Luego de varios millones de años, dependiendo de la masa estelar, la estrella consumirá todo su hidrógeno, esto ocasiona, en algunos casos, que en el núcleo cesen las reacciones de fusión nuclear, por lo que ya no habrá energía liberándose que contrarreste el colapso gravitatorio.
Proceso de la muerte estelar
Cuando finalmente la estrella ha consumido el hidrógeno de su núcleo, ahora es básicamente una bola de helio, que comienza a colapsar sobre sí misma por falta de la presión térmica que mantenía el equilibrio. A medida que la estrella se comprime, su núcleo se calienta aún más, mientras que las capas exteriores, ligadas más débilmente, no soportan la diferencia de presión, por lo que se expanden y se enfrían. En este punto la temperatura efectiva de la estrella ha disminuido hasta los 4000 K, por lo que tomará una coloración rojiza, la estrella ahora es una Gigante roja.
Las capas exteriores formarán una envoltura circumestelar entorno a la gigante roja. Dicha envoltura, como la temperatura ha descendido, se forman moléculas condensadas y granos de polvo. Cuando los átomos de esta envoltura son ionizados por una fuente de radiación (Una capa inferior con una temperatura de 30000 K) se forma lo que se conoce como nebulosa planetaria.
Por su parte, el núcleo continúa colapsando, y si este alcanza una temperatura de 100 millones de K, puede empezar a convertir helio en carbono y oxígeno. La energía que se libere en esta nueva fusión es capaz de frenar el colapso gravitatorio. A este proceso se le conoce como el flash del helio, y dura aproximadamente una décima parte de la vida en la secuencia principal.
Las estrellas que tienen una masa entorno a las 2,5 masas solares no pueden seguir evolucionando, y queda una enana blanca.
Las enanas blancas son estrellas cuya materia está degenerada, y son los electrones los que originan la fuerza que frena el colapso gravitatorio. El tamaño de una enana blanca es aproximadamente de un planeta tipo Tierra. Su luminosidad es muy baja, y su densidad alcanza las 37 toneladas por centímetro cúbico. Además de tener una temperatura de 100000 K. Existe un límite de masa en el cual un núcleo estelar no produce una enana blanca, conocido como límite de Chandrasekhar, cuyo valor es en torno a las 1,4 masas solares.
Las estrellas con una masa superior a las 5 masas solares, lograrán fusionar los átomos que se generen en la fusión anterior. Primero, cuando el núcleo alcanza los 700 millones de K, el carbono y el oxígeno dan lugar neón, sodio y magnesio. Al alcanzar los 1500 millones de K, se llega al silicio y al azufre. A más de 3000 millones de K, la estrella consigue un núcleo de hierro. En este momento la estrella ya ha alcanzado un tamaño impresionante, transformándose así en una supergigante roja.
El núcleo, por otro lado, ha adquirido una estructura similar a una cebolla, compuesta por capas de elementos, siendo el hierro el elemento central.
El hierro es el elemento más estable de la naturaleza, ya que su fusión absorbería más energía de la que liberaría. Como ya no existe fusión nuclear, tampoco hay una presión térmica que haga frente al colapso gravitatorio, por lo que el núcleo de hierro se comprime y se calienta. Cuándo este alcanza los 5000 millones de K los fotones son tan energéticos que arrancan los protones y neutrones del núcleo de hierro. Cada núcleo de hierro se descompone en 13 núcleos de helio y cuatro neutrones, absorbiendo la misma energía que se ha necesitado para obtener el hierro a partir de la fusión del helio. Los protones de los núcleos del helio se aniquilan con los electrones dando lugar a más neutrones y a la liberación de neutrinos. En este punto el núcleo, aún en proceso de contracción, es ahora mucho más pequeño, compuesto por neutrones, y su densidad alcanza las 270 millones de kilogramos por centímetro cúbico. La parte más central del núcleo se dilata, y el resto del núcleo cae sobre él, produciendo una enorme onda de choque, que reforzada con los neutrinos, proveerán la energía suficiente como para que la estrella explote como supernova.
Supernova en la galaxia NGC 1637
Las estrellas de neutrones o púlsar.
Una supernova deja un núcleo masivo con una gravedad tan alta que destroza sus átomos. Los protones y neutrones se aniquilan para formar una bola de neutrones que gira varias veces por segundo. Una estrella de neutrones puede tener una masa similar a la del Sol, pero concentrada en un radio de 15 Km, por lo que su densidad es de alrededor de 1000 millones de toneladas por centímetro cúbico. El poderoso campo magnético de la estrella canaliza su radiación en dos rayos que escapan de los polos magnéticos de la estrella de neutrones. Si los rayos apuntan a nosotros la estrella de neutrones se denomina púlsar, ya que púlsa como un faro.
Púlsar de la Nebulosa de Cáncer
Agujeros negros.
Una estrella inicial con más de 15 masas solares no produce una estrella de neutrones luego de la explosión de la supernova. Los neutrones del núcleo remanente se descomponen en los quarks que lo forman, y el núcleo se vuelve tan denso que la luz no puede escapar de él. Se ha formado un agujero negro.
Un objeto de 1 Cm de radio con la masa de la Tierra sería un agujero negro. Este radio corresponde una región de la masa infinitamente colapsada denominado singularidad y la superficie de este se conoce como horizonte de sucesos. El agujero negro, como absorbe toda la luz que recibe, no es directamente visible, pero si puede ser detectado mediante la influencia gravitatoria que produzca sobre objetos cercanos. Toda materia, inclusive estrellas, que estén dentro de la zona de influencia gravitatoria del agujero negro está destinada a caer sobre él en forma espiral y forma un anillo de gas denominado disco de acreción.
Sin lugar a dudas los agujeros negros son los objetos más enigmáticos de la astronomía.
Representación artística de un agujero negro.
¿Y qué pasa después?
Ya sea una nebulosa planetaria, o los remanentes de una supernova, los materiales expulsados regresan al medio interestelar, y lo enriquecen de materiales más pesados. De esta manera es posible, si se dan las condiciones necesarias, que a partir de los restos d una estrella pueda surgir una nueva generación estelar, para comenzar de nuevo el proceso.