lunes, 21 de diciembre de 2009

9 Evolución y muerte de las estrellas

 Para muchísimos seres humanos las estrellas son imagen de eternidad. Les parecen objetos fijos, inmutables, indestructibles, y que brillan en las noches en el cielo. No obstante, muchísimos también sabemos que no existe tal eternidad de las estrellas. Las estrellas, como todos los seres vivos, mueren. Se altera su sustancia, sus elementos se dispersan por la galaxia y los restos de algunas acaban sepultados en tumbas cósmicas alejados del tiempo y del espacio. Sobre lo último, se constituye el tema central de los trabajos que presento aquí, en las siguientes páginas de este libro virtual.

Evolución y muerte de las estrellas

Si de la masa interestelar se originó una estrella sol, entonces es factible hablar de ciclos de la vida de ese astro; podemos distinguir una infancia, madurez y final...Mientras vive, se mantiene encendido transformando continuamente hidrógeno en helio. La presión expansiva que esto produce mantiene a la estrella dentro de un volumen constante como vemos al Sol, a pesar de la inmensa atracción gravitacional que tiende a achicarla cada vez más. Es un equilibrio que se armoniza entre la gravedad que presiona hacia adentro y las presiones que se generan hacia afuera producidas por las reacciones nucleares.

Pero no todas las estrellas evolucionan del mismo modo. Una vez más es la masa de la estrella la determinante en los cambios que éstas experimentan en sus diferentes etapas de vida.



ESTRELLAS DE MASA INTERMEDIA.

El Sol se encuentra dentro de esta división. Son estrellas que durante la fase de la secuencia principal transmutan hidrógeno en helio en su núcleo central, pero el primero, en millones de años, se va agotando hasta llegar a un instante en que las fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias para equilibrar la gravedad. Así, el centro de la estrella se empieza a contraer hasta calentarse lo suficiente como para que el helio entre en fusión y se vaya convirtiendo en carbono. El remanente de hidrógeno se aloja como una cáscara quemándose y transmutándose en helio y las capas exteriores de la estrella se ven obligadas a expandirse. Esa expansión convierte a la estrella en una «gigante roja» más brillante y fría que en su etapa en la secuencia principal.



Durante la fase de gigante roja, una estrella pierde muchas de sus capas exteriores las cuales son eyectadas hacia el espacio interestelar por la radiación que emana desde el centro de ella. Eventualmente, las estrellas más masivas de este tipo logran encender el carbono para que se transmute en elementos más pesados, pero la generalidad es que se apague todo tipo de fusión y la estrella se derrumbe hacia su interior debido a la incontrarrestabilidad de que empiezan a gozar las presiones gravitatorias transformándose la estrella en una «enana blanca» degenerada.

ESTRELLAS DE MASA PEQUEÑA.

Son una raza de estrella de larga vida. Nuestros conocimientos sobre la evolución de ellas es puramente teórico, ya que su etapa en la secuencia principal tiene una duración mayor que la actual edad del universo; en consecuencia, como es obvio, nunca se ha podido observar el comportamiento evolutivo de estrellas con esta magnitud de masa. Los astrofísicos consideran que deberían tener una evolución muy semejante a las estrellas de masa intermedia, excepto que nunca podrían alcanzar en su interior una temperatura suficiente como para que el helio se encienda y entre en fusión. Los remanentes de hidrógeno encendido también se alojarían en una cáscara hasta agotarse totalmente. Entonces la estrella se enfriaría acabando después de unos 1.000.000.000.000 de años en una «enana negra».

ESTRELLAS DE MASA MAYOR.

Son estrellas en rápida combustión. Las estrellas calientes, brillantes v azules de al menos seis masas solares trazan una rápida y vistosa carrera a través del tiempo. La corta extensión de sus vidas hace extrañas a las grandes estrellas, pues sólo aquellas formadas en los últimos 30 millones de años -y no todas ellas- existen todavía. Su juventud extrema también significa que todavía han de hallarse estrellas masivas cerca de las estrellas con las que se han formado. Las estrellas de poca masa tienen tiempo de separarse de su cohorte original, pero las estrellas muy masivas no viven lo suficiente para hacer otro tanto, permaneciendo en las llamadas asociaciones que están cubiertas de pedazos sueltos de gas y polvo.



Al principio pasan rápidamente a través de casi las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen núcleos tan calientes que transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Una vez que la estrella haya agotado el hidrógeno en el núcleo y alojado el remanente de éste como cáscaras, entra a una fase que se conoce como de «supergigante roja». Después de que sus núcleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de las estrellas permite continuar la fusión, convirtiendo helio en carbono, carbono en neón, neón en oxígeno, oxígeno en silicio, y finalmente silicio en hierro . Llegado a este punto, debido a que el hierro no se fusiona, el núcleo de una estrella masiva se colapsa rápidamente, hasta un «agujero negro» o bien resultando en una explosión de «supernova» y convirtiéndose en una «estrella de neutrones».



Como todo lo que conocemos en la vida, todo al final termina, como hemos visto las estrellas no están ajeno a ello. Cuando ya ha consumido un diez por ciento del hidrógeno, la estrella empieza a mostrar los primeros signos de vejez. Su centro se empieza a contraer y su exterior, a expandir. Con lo último, el gas se enfría, pierde algo de su brillo y la estrella se convierte en una gigante roja (recordemos que para estos casos el rojo es sinónimo de cuerpo frío). Con la comprensión, el centro se hace más denso y los núcleos de helio ahora se funden formando carbono y otros núcleos más pesados, hasta llegar al hierro con sus veintiséis protones y que no cambia. Se ha llegado al final del drama. En la agonía se observa que ya no hay entonces reacciones ni liberación de energía, y nada compensa el empuje gravitacional que evite la contracción final.
Si el cadáver estelar tiene menos que 1,44 veces la masa del Sol, los restos de hierro continúan contrayéndose hasta enfriarse y quedar inerte rondando por el espacio. A este fósil lo conocemos como estrellas enanas blancas. Cuando ésta ya ha consumido todo el resto de combustible nuclear remanente del acto final, pasa a ser un cuerpo invisible en el espacio, una enana negra.

Ahora, si los restos después del desplome como gigante roja supera 1,44 veces la masa del Sol, la contracción continúa más allá de la enana blanca gracias a la gravedad, en un proceso acelerado que termina desarrollando una monumental explosión, la supernova. Enormes cantidades de materia incluidos elementos pesados que se formaron en la etapa en que el centro de la estrella se contraía son eyectados hacia el espacio exterior.

Se piensa que los restos fósiles de una supernova es generalmente una estrella de neutrones. Un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el núcleo de la supernova de 1054. Pero algo más queda por relatar en la descripción del acto mortuorio de las estrellas gigantes. Si después de todo el drama aún persiste una masa de la estrella por sobre dos a tres veces la del Sol, la contracción continúa y continúa formándose ese sorprendente objeto que es el «agujero negro», del cual ni la luz escapa.

Podemos resumir que el destino final de una estrella se guía por lo que se llama límite de Chandrasekhar de 1,44 M (1,44 masas solares). Después de la fase de gigante roja, la mayoría de estrellas se habrán escogido por debajo de este límite, convirtiéndose en enanas blancas. Las estrellas que empiezan su vida con alrededor de seis veces la masa del Sol conservarán suficiente materia en su vejez para seguir por encima del límite divisorio. Aunque su destino aún está en discusión, los astrofísicos saben que al menos algunas de ellas, demasiado masivas para pasar tranquilamente su senilibidad, mueren rápida y violentamente en espectaculares explosiones conocidas como supernovas.

¿Y qué pasará con nuestro Sol? Bueno, correrá la misma suerte. En unos miles de millones de años más su cubierta gaseosa se empezará a expandir, hasta que los gases calientes nos envuelvan, mucho tiempo después que los hielos polares se derritieron y los océanos se evaporaron. En su camino hacia la gigante roja, mientras el centro del Sol se transforma en una probable enana blanca, la vida en el planeta, en su forma actual ya no será posible. Es probable que, para entonces, la raza humana haya asentado sus raíces en otro sistema planetario con otro sol, en el cual, con absoluta seguridad, el drama igual se repetirá.
En los capítulos siguientes, presento una astronecroscopia de las diferentes alternativas finales de la vida de una estrella. En ellos, trataré de hacer una descripción astrofísica que permita al lector obtener la máxima información sobre los fenómenos que se desarrollan en el post-mortis estelar.


Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_03.htm

1 comentario:

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