lunes, 21 de diciembre de 2009

10 Estrellas Gigantes Rojas

 Las estrellas no son estables, en realidad. Sólo lo parecen porque en comparación con nosotros viven mucho. Desde que nacen del gas cósmico hasta que mueren, sus núcleos se van contrayendo constantemente. Para impedir el colapso total, la estrella debe hallar siempre nuevas fuentes de energía que le alarguen la vida. Las fuentes químicas pueden mantener la vida de una estrella sólo unos veinte millones de años... mucho, comparado con una vida humana, pero poco en términos cosmológicos. La combustión nuclear del hidrógeno puede mantener una estrella de masa similar a la del Sol millones de años, y la combustión de otros elementos como el helio puede alargar el período. Las estrellas parecen estables durante su época de combustión nuclear,. pero, en realidad, siguen contrayéndose, aunque muy despacio A final, mueren por la presión implacable de la gravedad y porque toda fuente de energía es finita.

Gigante Roja

Sí, así es: una estrella también muere. En astrofísica, empleando las leyes de la física nuclear y de la termodinámica, se puede describir una imagen de los últimos años de una estrella. Cuando el hidrógeno del núcleo de una estrella se ha convertido en helio, el equilibrio de sustentación de ella desaparece y el pequeño núcleo (que es, aproximadamente, sólo una centésima parte de la estrella) empieza una contracción, debido a la gran presión que es generada por las capas gaseosas externas de la estrella. Esta presión de origen gravitatorio no sólo calienta al núcleo, sino que también a las capas exteriores y, como aún ellas todavía pueden contener hidrógeno, éste entra en una feroz combustión.

Mediante la compleja interacción de procesos de transferencia de energía, se expanden las capas exteriores, dilatando hacia fuera la superficie de la estrella. Durante el último proceso descrito, la estrella se dilata adquiriendo un tamaño varias veces mayor que el original y se vuelve roja, debido a que, al expandirse, las capas exteriores se han enfriado y, al nivel bajo de temperatura que se da, los gases, en vez de mantener su color blanco, se colorean de rojo. A ese tipo de estrellas (un disminuto núcleo caliente rodeado de un gran envoltorio de gas sometido a altas temperaturas) se les conoce como «gigantes rojas». Citaremos como ejemplos de este tipo de estrellas a Alfa Cruz, Póllux y Arturo.

Evolución estrella

Lo anteriormente descrito representa sucintamente una parte de los procesos secuenciales que sufre una estrella durante su existencia. Prácticamente, todo el período de vida de una estrella se desenvuelve dentro del balance entre la fuerza de gravedad, que trata de comprimir la estrella, y las presiones de los gases, que procuran equilibrar a la estrella(P = nkT). En casi toda su existencia, estas dos fuerzas se encuentran balanceadas.


Una estrella genera la transmutación de hidrógeno en helio en el centro de ella, en su núcleo. Cuando el primero de los combustibles nombrados se agota, el balance que anteriormente hemos mencionado se perturba, la presión de los gases baja en contraparte al aumento de la fuerza de gravedad. Así, el centro de la estrella se contrae, se presiona al núcleo y se libera energía gravitatoria que calienta los gases, proviniendo, por un corto tiempo, una nueva estabilidad transitoria para el astro.

Estructura estrella

Estructura interna de una estrella en la secuencia principal y la rama gigante. Mientras la estrella transmute hidrógeno en helio en su núcleo su estructura será muy estable y gastará en este estado cerca del 90% de su vida. Las estrellas de gran masa lo gastan rápido; las pequeñas muy lentamente. Al agotar el hidrógeno la estrella contrae el núcleo e inicia la expansión de sus capas externas. Transmutará hidrógeno en helio en una cáscara entorno de un núcleo inerte de helio.


Pero el núcleo continúa y continúa comprimiéndose hasta alcanzar una densidad de unas mil veces superior a la original; su temperatura, siempre hacia arriba, llegando a alcanzar los cien millones de grados Kelvin. A esos grados de temperatura, comienza dentro de la estrella, un nuevo procesos de combustión. Los núcleos de helio de su centro se funden formando un elemento más pesado, carbono y, a su vez, la estrella empieza a contraerse con el objeto de volver a encontrar su equilibrio. El núcleo de la estrella, con la energía recién hallada procedente de la combustión del helio y su transmutación en carbono, ha dado a la estrella un nuevo período de vida. Pero no será por mucho tiempo.


Lo que viene después del rito mortuorio que viven las estrellas depende, en primer término, de la masa total que comportan. Las capas exteriores pueden ser suficientemente grandes para continuar comprimiendo al núcleo y calentándolo aún más, o pueden no serlo.


En sus etapas colapsantes, las estrellas gigantes rojas van experimentando pérdidas de masa de sus superficies. En la etapa en que han agotado el helio disminuyen la actividad termonuclear en sus núcleos y de nuevo disminuyen la resistencia a la gravedad, contrayéndose y produciendo un nuevo calentamiento que volverá a dilatar las capas superiores de las estrellas, aumentando su luminosidad y su radio. En este punto de acontecimientos estelares, las estrellas entran a una segunda fase de gigantes rojas, contraen su región central y arrojan al espacio, a través de un poderoso viento estelar, las cáscaras más externas, dando origen a un tipo de estrella que se llama Capullo u OH/IR.

Estructura estrella

Estructura interna de una estrella al encender el helio en el núcleo, al final de la fase de gigante roja y estructura interna cuando la estrella agota el helio en el núcleo y asciende nuevamente a la zona de las gigantes rojas ahora en la llamada rama asimptótica. La encender el helio en el núcleo la estrella obtiene una fuente adicional de energía que le permite vivir por algunos años. Al agotar el helio la estrella vuelve a contraer el núcleo y expandir sus capas externas, transformándose nuevamente en gigante roja. Sólo las estrellas de gran masa logran encender el núcleo de carbono.


Aquí, es bueno hacer un paréntesis para precisar algunas cosas que pueden quedar algo confusas o también en el tintero y que tienen relación con la masa de las estrellas en su fase final de vida. La verdad es que en astrofísica se da, hasta ahora, la condición de tener una línea divisoria muy poco precisa para la masa que se requiere para que se den ciertas condiciones estelares en la etapa de vida final de una estrella. No se han logrado construir todavía modelos lo suficientemente sofisticados como para que contengan todas las complejidades físicas que se involucran en eso.


Un valor aceptado por muchos es considerar que las estrellas inferiores a 6M no se calientan lo suficiente como para conseguir la fusión total del carbono y el oxígeno en el núcleo. En ese escenario, el desplome del núcleo, por lo tanto, continúa hasta que un nuevo tipo de presión equilibre los efectos gravitatorios. Este tipo de presión se llama «presión de electrones degenerados».


La presión de electrones degenerados es una consecuencia de la mecánica cuántica, precisamente del «principio de exclusión». Aunque nos referiremos con un mayor espacio sobre ese principio en las separatas correspondientes a las estrellas enanas blancas y de neutrones, su enunciado básico es el siguiente: una cantidad de electrones dada encerrados en un espacio dado, al hacerse presión sobre ellos tienden a moverse a velocidades mayores que las iniciales. Esto no tiene nada que ver con la temperatura, puede ser pareja o cero absoluta y los electrones deben continuar moviéndose. Este movimiento constante de los electrones produce una presión la cual es incrementada por la densidad; así, lo que importa es la densidad de la materia.


Sí su masa es mayor que seis veces la del Sol, la compresión y recalentamiento del núcleo provocará una segunda etapa de nucleosíntesis con los núcleos de helio, estado posterior del hidrógeno después de su fusión, concentrados al interior del núcleo de la estrella. En esas condiciones de masa y de núcleo, el equilibrio hidrostático para que la estrella pueda ser soportada por la presión de los gases (P = nkT), se da con el aumento de la temperatura interior . Por ello es que mientras más masiva es una estrella, mayor es la temperatura en su núcleo. Ahora, el nivel de altas temperaturas que se dan en este tipo de estrella en esta fase de evolución también permite la fusión del helio en carbono y, agotado el helio, contraer el núcleo y elevar de nuevo la temperatura para que se inicien reacciones nucleares que transmuten el C12 (carbono 12) en 016 (oxígeno 16), luego en Ne20 (neón 20); Mg24 (magnesio 24); Si28 (silicio 28), que le sirve como nuevo combustible nuclear; S32 (azufre 32), etc. hasta dejar como último residuo a un núcleo de Fe56 (hierro 56). Un átomo de hierro 56 es el que tiene la masa mínima por partícula nuclear, esto es, la energía mínima.


Ahora bien, los procesos de fusión que hemos descrito ocurren en todas las capas de la estrella, pero no ocurren en el núcleo por ser de hierro el cual se encoge por no contar con energía.


Cerrado el paréntesis. Si el colapso final no es evitado por otra etapa de combustión nuclear, en que la estrella utilice el carbón y el oxígeno como combustible, se transformará en nebulosas planetarias, cuyos halos de materia estelar se irán dispersando en el espacio y dejando ver lentamente el núcleo de la estrella, inicialmente muy caliente, y que se irá enfriando para dar origen a un tipo extraño de estrella que se conoce como «enana blanca», formada por átomos degenerados de helio altamente condensados y de un diámetro medio muy semejante a la Tierra (unos 12.000 km.).


La primera fase de estrella roja que sufren aquellas que superan el límite de seis veces la masa del Sol, es semejante a la que hemos descrito para aquellas que no cuentan con una masa tan grande, pero éstas al contar con un mayor volumen estelar tienen más procesos de nucleosíntesis que los que se estiman para aquellas que son menores. Ello se da así, debido a la compresión y recalentamiento que sufre el núcleo de helio que se ha formado durante el proceso de fusión del hidrógeno de estas estrellas mayores. Encendido el helio que se encuentra en su interior, las capas exteriores tienen masa suficiente para mantener la presión sobre el núcleo de forma que éste siga comprimiéndose y, en consecuencia, calentándose. La temperatura que se genera es elevadísima, tanto como para que se generen nuevos procesos de combustión nuclear. Núcleos de carbono se funden en forma violenta y no tardan en generar la sintetización de elementos aún más pesados. Luego, el interior de la vieja estrella empieza a presentar distintas capas claramente diferenciadas. En las exteriores se puede encontrar hidrógeno y helio; que son los elementos más ligeros; en las capas medias, se alojan carbono y helio; y más hacia el interior se hallan elementos más pesados: oxígeno, magnesio, silicio, azufre, etc., hasta llegar al hierro, que es el más pesado de los elementos que se pueden formar en una estrella a través de una normal combustión nuclear.


El hierro es el elemento más común dentro del núcleo de una estrella de este tipo. Pese a que éste no es el elemento más pesado, si tiene la particularidad de no sufrir combustiones nucleares. El hierro viene a ser como las cenizas residuales de esa combustión, no hay medio de extraer energía de la unión en fundición de núcleos de hierro. Realmente no estamos claros que sucede dentro del proceso que se genera en esta etapa de la vieja estrella. Pero si se considera probable que una vez que se han sintetizado cuantías lo bastante grandes de hierro en el núcleo , cesa la combustión nuclear, la presión que impedía el colapso gravitacional de la estrella desaparece en forma abrupta y ésta sufre un catastrófico decenlase. Su gran masa que se encontraba impedida de colapsarse hacia su centro durante miles de millones de años, lo hace ahora, en segundos, desatando una brutal explosión cuyo brillo se reconoce como igual al producido por mil millones de soles. En ello, la estrella ha tenido una producción energética equivalente a toda la energía que produjo durante toda su existencia normal. Si una de nuestras estrellas vecinas sufriese una de estas explosiones supernóvicas (ninguna parece destinada a hacerlo salvo quizá Sirio) aparecería en el cielo como un segundo Sol, tan brillante como el nuestro, y su radiación nos calcinaría.


Cuando se colapsa una estrella de gran masa por sobre seis veces la del Sol se crean condiciones extremas. Se generan presiones y temperaturas grandísimas, tanto así como que se dan, después del colapso, transmutaciones nucleares en la corteza de la materia que explosiona dando vida a elementos más pesados que el hierro. Elementos tales como níquel, plata, oro, uranio, etc. se crearon en estas explosiones supernóvicas y fueron eyectados hacia el espacio, convirtiéndose algunos, con el tiempo, en parte de nuevas estrellas. La mayoría de los elementos que encontramos en la Tierra, sabemos también que se forman en las estrellas, pero un elemento especialmente pesado, el tecnecio, es radiactivo, con una vida media de 200.000 años, lo suficientemente breve para suponer que se desintegró todo aquí, en la Tierra, se ha podido detectar espectrográficamente en las gigantes rojas, lo que viene a ser como una evidencia dura de que las estrellas crean elementos nuevos.


El siguiente paso de este rito mortuorio estelar es la eyección hacia el espacio de las capas superiores de la estrella junto con el viento de neutrinos (detectado en la SN 1987) que sale disparado y que se genera por las reacciones nucleares del núcleo que se colapsa. Se ha logrado estimar que en este proceso, la estrella llega a perder hasta el 90 por ciento de su masa original.


Ahora, qué pasa con el resto de la estrella. Existe casi unanimidad entre los físicos que en el núcleo, que es el residuo de la supernova, la materia adquiere condiciones distintas a la que comportaba, ya que adopta un nuevo estado: el de una «estrella de neutrones». La existencia en el universo de estos enigmáticos astros ya fue propuesta teóricamente en el año 1933, por los astrofísicos Fritz Zwickky y Walter Baade, e independientemente, por el físico ruso Lev Landau. Pero veamos de qué se trata una estrella de neutrones.
Las estrellas que en su fase de gigantes rojas sobrepasan en tamaño unas seis veces la masa del Sol, la sola combustión del helio generado por la anterior transmutación del hidrógeno, no soporta a la estrella. Los principios del equilibrio hidrostático nos señala que a masas mayores, la presión de los gases de sustentación (P = nkT) incrementan la temperatura interior. Las estrellas muy masivas tienen altísimas temperaturas en sus núcleos. Son estas altas temperaturas las que, a final de cuentas, posibilitan que la estrella se siga sosteniendo, ya que ellas son las que van a permitir la fusión de núcleos cargados con más protones, ya que si no fuera así ellos se repelarían salvo que se movieran a grandes velocidades. Mientras más masiva sea una estrella, más posibilidades tiene de fusionar núcleos cada vez más pesados.


Las altas temperaturas internas que se generan en este tipo de estrellas, después de haber pasado lo que se llama fase de la rama asimptótica, va a ser al final la causante de que se encienda el carbono del núcleo transmutado desde el helio, pese a que se dio C-O, e impidiendo que colapsen en enanas blancas. El núcleo llega a ser tan caliente como para que el carbono se fusione en neón, y el oxígeno en azufre y silicio. Finalmente, el silicio se fusiona en hierro. Cada vez se van dando elementos más pesados que van hundiendo al centro de la estrella donde la temperatura es los suficientemente alta como para que siga habiendo fusión nuclear. Entonces, se constituye una estrella conformada de residuos y estructurada en forma de "pliegues o capas de cebolla" de la siguiente forma:
1.- Capa exterior de hidrógeno;
2.- pliegues interiores de helio;
3.- carbono/oxígeno;
4.- oxígeno/neón/manganesio;
5.- azufre/silicio, y
6.- un núcleo central de hierro.


En cada una de las capas o pliegues de la estrella se van produciendo fusiones nucleares simultáneas, salvo en el núcleo que se encuentra impedido de conseguir energía por estar formado de hierro. Sin energía, el núcleo de hierro comienza a encogerse y la estrella a agonizar.

Groj1

Una estrella, que debido a su tamaño, llegó a la situación que hemos descrito, en menos de un día, el silicio que quema produce tanto hierro en el núcleo que este excede en tamaño al límite de Chandrasekhar (1,44 M). Ahora, como el núcleo de hierro solamente tiene su base de sustentación en electrones degenerados, ya que no tiene energía propia, al sobrepasar las 1,44 masas solares procede a derrumbarse.


Lo que frena el colapso gravitatorio en una enana blanca es la presión de Fermi de los electrones, pero si la gravedad es lo bastante fuerte como la que se da en aquellas estrellas agónicas con una masa M = >6M estallan en supernovas, entonces los electrones se comprimen hasta desplomarse sobre los protones (partículas que se hallan en el núcleo atómico) y los convierten en neutrones (también constituyente del núcleo). Los neutrones, al igual que los electrones, obedecen al principio de exclusión de Pauli: no se pueden poner dos neutrones en el mismo estado uno encima del otro. Lo que compensa la fuerza gravitatoria y estabiliza a la estrella de neutrones es la resultante de la presión neutrónica de Fermi.


Que notable y admirable resulta la evolución de las estrellas. Formadas casi completamente de hidrógeno y helio, y desprovistas totalmente de elemento tan vitales para la vida como son el carbono, oxígeno, nitrógeno, hierro, etc.; sin embargo, todos ellos se van produciendo en el interior de las estrellas en las diferentes etapas de la vida de éstas y son dispersados a lo largo del espacio por los sucesos explosivos que experimentan las estrellas en las fases finales de sus existencias. Nosotros, los humanos, no estamos excluidos de haber sido beneficiados en nuestra constitución por elementos que inicialmente fueron procesados dentro de las estrellas.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_04.htm

1 comentario:

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