lunes, 21 de diciembre de 2009

14 Estructura de las Estrellas de Neutrones

 Las estrellas de neutrones no son objetos ordinarios, y sus propiedades desafían la imaginación. El término de "estrella" no es el más preciso para otorgarles su clasificación, dado que las características que se les ha podido distinguir las difiere sustancialmente de una estrella de rango común. Pero además, esa diferencia no solamente se dan entre estrellas, sino que también en la estructura de su materia en relación a la que nos es común aquí en la Tierra. Un centímetro cúbico de la materia nuclear de una estrella de neutrones pesa unos 1.000 millones de toneladas (= 1015 gm/cm3) . Son esferas con un diámetro de unos doce kilómetros, es decir, del tamaño de una ciudad. Pero es difícil que puedan tener alguna atracción para ser visitadas. Son lugares que es preferible evitar.

Se han desarrollado varios modelos de estructuras físicas usando las leyes de partículas elementales para estrellas de neutrones. Aquí, trataremos de describir aquel que concita una mayor aceptación dentro de la comunidad de físicos del mundo.

A través del estudio de los púlsares binarios se ha podido medir la masa de varias estrellas de neutrones, éstos llegan a valores cercanos a 1,44 M. Su radio, todavía no se ha podido medir con exactitud, pero modelos teóricos nos orientan a que podría comportar valores que se ubican en los rangos entre 6 y 20 km. Ello implica que estamos hablando de densidades del orden de mil millones de toneladas por cm3 (= 1015 gm/cm3), cifra que podría ser considerada exagerada pero solamente representa algo más que un núcleo atómico. De hecho, con un alto realismo teórico podemos considerar que una estrella de neutrones no es más ni menos que un núcleo atómico del porte de una ciudad de la Tierra.

Estrella de neutrones

La figura  representa la estructura global de una estrella de neutrones. En ella se distinguen las dos principales partes de la constitución de ella: corteza y núcleo. Ambas partes se diferencian sustancialmente. La corteza es sólida, semejante a la de la Tierra pero de poco espesor, quizás entre uno y unos cuantos metros de profundidad, y está compuesta, principalmente, por elementos con núcleos atómicos. Por otra parte, el núcleo propiamente tal, su densidad es tan extrema que generó la fusión de los núcleos atómicos produciendo un material muy homogéneo y licuado el cual es reconocido con el nombre de líquido cuántico sobre el cual parece flotar la corteza. Casi el 98% de la estructura de la estrella corresponde al núcleo.


No existe seguridad teórica sobre la composición material que podría comportar la superficie de la corteza de una estrella de neutrones. De una cosa casi se está seguro: la parte superior de la corteza, a densidades del orden de 10g/cm3, debe ser de hierro, pero no se descarta la presencia, a densidades más bajas, de elementos más ligeros como el hidrógeno, helio, carbono u oxígeno, o que el hierro solamente esté presente en el exterior de la parte superior de la corteza. Esta capa superior envolvente de la corteza debe ser de unos pocos metros, pero tiene muchísima importancia observacional. También se puede dar la situación, como piensan muchos físicos, que la superficie sólida de una estrella de neutrones podría estar recubierta de un envoltorio gaseoso de poco espesor (unos cuantos cm) semejante a una atmósfera y, bajo ésta, se daría la existencia de una capa líquida, como un océano de pocos metros de profundidad, soportada por un casco sólido.

Las capas exteriores de la corteza deben estar formadas de materias semejantes a las que conocemos en la Tierra, pero al adentrarnos en ella, es decir, avanzando en densidad, aparecen núcleos atómicos más exóticos y con más neutrones, que nosotros solamente los conocemos por experimentos de laboratorios producidos en cantidades muy pequeñas y de efímera duración. Ahora, esos núcleos son estables en la corteza de una estrella de neutrones gracia a la presión y densidad a que están expuestos, cuestión que también rige para la existencia de ellos ahí.

Adentrándonos hacia el interior de la corteza de una estrella de neutrones llegamos al nivel de densidad de 4,3 x 1011 g/cm3. En ese tramo, nos encontramos con un material imposible de ser reproducido en nuestros laboratorios. Aparte de los núcleos y electrones se encuentra la presencia de un líquido superfluido de neutrones transitando entre los núcleos. Tenemos así un material muy extraño compuesto por un cristal nucleico inmerso en un líquido (superfluido).

La parte inferior de la corteza se encuentra a un rango de densidad de aproximadamente 1,3 x 1014 g/cm3. En ella, hallamos núcleos deformados que por el volumen que ocupan han reducido el espacio del líquido de neutrones. Esta forma que adquieren los núcleos se asemejan a los aglomerados nucleares, ya que primero se alargan como un elástico; luego se aplastan en capas nucleares como membranas ocupando la mayor parte del volumen anfitrión y empujan al líquido de neutrones hasta cohabitar como burbujas . A baja densidad, los núcleos de hierro están constituidos por neutrones en un 55% y por protones en un 45%; mientras, los aglomerados nucleares comportan un 95% de neutrones y un 5% de protones. Ahora, en cuanto al líquido de neutrones, éste está constituido obviamente exclusivamente por neutrones, pero con una ligera densidad menor a la que tienen los aglomerados nucleares. Al aumentar la densidad, la que comporta el líquido de neutrones "libres" llega a la densidad de la materia en los aglomerados y las burbujas de neutrones desaparecen. Llegamos al núcleo de la estrella.

Interior ST-Neutr

En el espacio entre el límite de la parte inferior de la corteza y el núcleo, sus composición también podría ser de aglomerados nucleares, o sea, un material compuesto en un 95% de neutrones y un 5% de protones y, es ello, que en alguna medida califica a la estrella como de neutrones. Pero además de los núcleos de neutrones y protones, la estrella comporta electrones en toda su estructura, ya que si ello no fuera así, este tipo de astros no existiría en el universo, debido a que explotarían como consecuencia de la tremenda carga eléctrica positiva que se generaría por la fuerza repulsiva que se da entre los protones.

El núcleo propiamente tal es un fluido y se distingue seccionado en dos partes: una sección exterior constituida principalmente de neutrones y protones y los electrones necesarios para mantener la carga eléctrica nula, y una sección interior. Describir la sección exterior del núcleo, teóricamente no conlleva problemas, debido a que la densidad que se da es muy cercana a la de los núcleos atómicos que nos son familiares. Distinto es el caso cuando nos adentramos en la sección interior, allí es como entrar dentro de un juego de azar teórico.

Algunos físicos creen que la parte más profunda del núcleo de una estrella de neutrones lo forma un condensado piónico, un nuevo estado de la materia. Los piones son partículas subnucleares detectadas en laboratorios de aceleración y que pueden concebirse como la cola que mantiene pegado el núcleo atómico. En condiciones extremas como son las que se deben dar en la sección interior del núcleo de una estrella de neutrones, los piones se condensan formando una especie de gas capaz de sustentar un peso que, a escala terrenal, casi parece inconmensurable. Las condiciones extremas que se dan en el interior de una estrella de neutrones llevan a los físicos a los límites mismos de su conocimiento de la física subnuclear. Algunos sospechan que el interior del núcleo de una estrella de neutrones está formado por elementos quárquicos, constitutivos de las partículas nucleares. Más aún, últimamente ha tomado fuerza la idea, a raíz del descubrimiento de un nuevo tipo de estrellas de quarks, que las que distinguimos como de neutrones sean en su totalidad constituidas íntegramente también de quarks.

Aun cuando las características del interior profundo de una estrella de neutrones sigue siendo tema de discusión, a la mayoría de los físicos les entusiasma la idea de que estas estrellas les proporcionen una especie de «laboratorio natural» para poner a prueba sus nuevas ideas sobre el mundo subnuclear.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07-01.htm

13 Estrellas de Neutrones

Ilustración estrella de neutrones

Ilustración estrella de neutrones


«Los avances de la ciencia raras veces se gestan como resultado de un propósito específico. Múltiples son los casos en que trascienden de una intuición o de un hallazgo ocurrido investigando un objetivo distinto. Por algo se ha dicho y repetido: «La ciencia no se desarrolla siguiendo un esquema lógico, sino que, como el arte, toma súbitamente los más impensados derroteros atraída o dirigida por una adivinación o un sueño.»

Arturo Aldunate Philipps




Se puede describir que un destinos espectacular va a tener toda aquella estrella que, por haber tenido una masa seis veces superior a la del Sol durante su permanencia en la secuencia principal alcanza, en su etapa final de gigante roja, una masa de M = ›6M, y su núcleo post-desplome una de ›1,44 M.

Existen varios modelos detallados sobre lo que sucede después del colapso de una estrella supergigante roja que no son coincidentes unos con otro, salvo en lo relacionado al núcleo remanente. Según el propuesto por Hans Bethe de Cornell University, el núcleo colapsado eyecta hacia el espacio el material de la parte exterior de la estrella. Sterling Colgate, del Laboratorio Nacional de Los Álamos, elaboró un modelo distinto en el que una explosión de neutrinos energéticos (partículas subatómicas creadas por las reacciones nucleares del núcleo que se colapsa) lanza las capas exteriores de la estrella junto con el viento de neutrinos que emana del núcleo. Es posible que fundamentos descritos en ambos modelos y otros complementarios, combinados expliquen los mecanismos que dispersan las capas externas de las estrellas que colapsan.

Ilustración E. Neutrones

Sin embargo, tal como ya lo enunciamos, lo que predicen todos los modelos es que en el núcleo, que es el residuo de la supernova, la materia adopta un nuevo estado: el de una estrella de neutrones. Allá por 1933, los astrofísicos Fritz Zwicky y Walter Baade, e independientemente, el físico Lev Landau, postularon teóricamente la existencia de objetos de este tipo. Landau mostró que estrellas con una masa por sobre M = ›1,44M (límite de Chandrasekhar) pueden balancear la fuerza de gravedad al hacer que los neutrones se compactibilicen apilándose entre sí. Landau dedujo que estas estrellas de neutrones, a pesar de ser más masivas que el Sol, deberían ser muy pequeñas. En 1939, dos físicos de la Universidad de California, en Berkeley -el norteamericano J. Robert Oppenheimer (que alcanzaría la fama como director del Proyecto Manhattan, en el marco del cual se desarrolló la primera bomba atómica) y el estudiante canadiense George Volkoff- estimaron teóricamente que los límites másicos de las estrellas de neutrones debían encontrarse entre una décima parte y siete décimas partes de la masa solar. Con posterioridad sin embargo, este límite superior se ha revisado al alza, y aunque el valor preciso es todavía incierto no es probable que exceda las tres masas solares con un diámetro de hasta 20 kilómetros. Pero, ¿qué es realmente una estrella de neutrones?

En una estrella que al colapsar su núcleo supera el límite de 1,44M se genera un proceso en el cual los electrones, forzados a moverse por las leyes de la mecánica cuántica, lo hacen con una velocidad inmensa y al chocar con los protones los transforman en neutrones que son incapaces de generar la presión equilibrante necesaria frente a la fuerza de gravedad, produciéndose una catástrofe en la estrella que se queda sin su fuente de sustentación mecánica. La estrella se neutroniza, se transforma en un gas de neutrones. Disminuye su tamaño considerablemente y cuando tiene un radio de tan sólo entre 10 a 20 kilómetros el gas de neutrones se degenera y logra soportar al ente como una estrella de neutrones.

Una estrella de neutrones viene a ser como las cenizas humeantes de la explosión de un gran, pero gran artefacto nuclear, una supernova. La inmensa presión y temperatura que se dan cita en el núcleo de hierro de la supernova en el momento de su explosión origina una de estas estrellas, haciendo que a pesar de sus cargas opuestas, los electrones y protones se aproximen de tal manera que acaben fusionándose y originando neutrones. Por debajo de una corteza sólida, de unos cuantos metros de espesor, estos neutrones forman una materia tan densa en el interior profundo de la estrella, que una cucharada de la misma podría llegar a pesar mil millones de toneladas. Aunque en tamaño puede no superar los 20 kilómetros de diámetro, una estrella de neutrones presenta un campo gravitatorio en su superficie cien mil millones de veces superior al que se experimenta en la superficie terrestre.

Ilustración St. Neutrones

Ilustración de la estrella de neutrones ubicada en el centro de la nebulosa El Cangrejo, que puede concebirse como uno de los objetos cósmicos más poderoso dentro de los que cohabitan el universo. En el dibujo se ve grande comparada con la ciudad de New York; sin embargo, es lejos lo suficientemente pequeña para no poder ser observada por cualesquiera de los telescopios actualmente en uso. Ahora bien, nadie sabe cuál es el aspecto que puede tener una estrella de neutrones, pero podemos imaginárnosla como una bola gris oscura y lisa, con una muy tenue emisión de luz dado la intensiva gravedad que comporta.



Todo esto es teoría. ¿Existen de verdad las estrellas de neutrones? Ciertamente que sí; fueron descubiertas por casualidad en 1967. Por ello es que, en las separatas siguientes de este capítulo, intentaremos elaborar una monografía para tratar de explicar, bajo la concepción de la astrofísica, la mayoría de los fenómenos que se encuentran involucrados en la estructura y comportamiento de estos extraños astros, mal llamados estrellas.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07.htm

12 Estrellas Supernovas

Supernova Vela-Rosat

Supernova Vela-Rosat.. Ilustración computarizada.


El día chi-chbou del quinto mes del primer año del reinado de Chi-Ho (4 de julio de 1054), apareció en el sudeste de Thien-K'uan una estrella que medía varios centímetros. Al cabo de un año se desvaneció.
TOKTAGU, Anales de la dinastía Sung




Muchas de las cosas materiales que observamos en nuestro entorno parecen poseer la condición de ser eternas: los mares, las montañas, la atmósfera terrestre. Pero si nos damos el tiempo suficiente, al final comprobaremos que todas las cosas materiales terminan transformándose. Hasta los átomos que las estructuran están destinados a la extinción y el aniquilamiento. Las estrellas, también mueren, igual que Ud. o yo, o cualquier ser vivo. Se altera su sustancia, sus elementos se dispersan por los espacios interestelares y los restos de algunas acaban sepultados en tumbas siderales para que queden fuera del alcance del tiempo y del espacio.

Una estrella, cuando ya ha consumido la mayor parte del hidrógeno original, empieza a tener los embates de la ancianidad, ¡en forma harto prematura! Su centro se empieza a contraer y su exterior, a expandir. Con la expansión se enfría, pierde algo de su brillo y la estrella se convierte en una gigante roja (recordemos que el rojo lo emiten cuerpos más fríos). Con la compresión, el centro se hace más denso y los núcleos de helio ahora se funden formando carbono y otros núcleos más pesados, hasta llegar al Fe 56 (hierro 56) que ya no cambia más. Como no hay entonces reacciones ni liberación de energía, nada compensa el empuje gravitacional y se produce la contracción final.

El estudio e investigación sobre el destino final de una estrella es algo que forma parte de un problema más general de la física, al cual lo reconocemos como «problema del estado final», es decir, el de determinar qué es lo que sucede en último término con un ente cualquiera si esperamos el tiempo suficiente. Sin embargo, es posible llegar a conclusiones concretas si examinamos el destino de las estrellas. En ello, es posible descubrir procesos físicos sorprendentes que, estudiosos que llegan a esas conclusiones, no dejan de tener más de una dificultad para aceptarlos, incluso a regañadientes, como hechos normales que se dan en la naturaleza. Los fenómenos upernóvicos no son ajenos a lo anterior y, sobre ellos, centraremos nuestros esfuerzos para describirlos y entenderlos en esta sección.

Después de quemar hidrógeno y convertirlo en ceniza de helio durante miles de millones de años, la estrella se queda sin combustible hidrogénico en el núcleo, crisis energética que termina su futuro. Recordemos que la combustión nuclear proporciona continuamente la elevada temperatura necesaria para impedir el colapso gravitatorio. Cuando cesa esa combustión, la estrella reanuda su proceso colapsante. Los astrofísicos conciben tres destinos posibles para las estrellas que colapsan: pueden convertirse en enanas blancas, en estrellas de neutrones o en agujeros negros. El que aguarde a una estrella concreta, uno u otro de esos tres destinos, dependerá fundamentalmente de la masa que comportaba en la secuencia principal. Las estrellas de menos de M = ‹ 6M, terminarán sus calurosas vidas como una estrellita «enana blanca», en que día a día se van enfriando como señal inequívoca de una muerte estelar. Las estrellas de tamaño mayor sufren una explosión como una «supernova», cuyo residuo es una estrella de neutrones (básicamente, un gigantesco núcleo atómico del tamaño de una ciudad). Se supone que las estrellas que en el estado de la frecuencia principal tienen masa superior a M = › 14M, se colapsa en un «agujero negro», objeto en el que el propio espacio se vuelve como si dijésemos, «del revés».

Al explosionar una estrella masiva como una supernova los elementos químicos pesados que se han formado en el interior de la estrella son arrojados violentamente al espacio, contaminando el entorno interestelar donde ocurre la explosión. La próxima generación de estrellas que se forme a partir de esa nube contaminada tendrá trazas de carbono, oxígeno, nitrógeno, etc. Las nubes interestelares contenían inicialmente sólo hidrógeno y helio, los elementos pesados fueron todos fabricados en las estrellas y arrojados al espacio por las supernovas. Después de varias generaciones de estrellas hace 4 mil 600 millones de años, una nube interestelar dio origen al Sol y en el proceso se formó el sistema planetario con la Tierra incluida; luego surgió la vida y sus secuencias evolutivas. Los átomos de la materia que nos rodea y que componen nuestros cuerpos, fueron fabricados en el interior de una estrella y llegaron a la nebulosa solar por medio de una supernova. Absolutamente todos los átomos que componen las cosas y entes vivos que nos rodean tienen más de 4 mil 600 millones de años. Los átomos de hidrógeno tienen entre 12 y 16 mil millones de años; los átomos de elementos más pesados tienen una edad menor que los de hidrógeno pero mayor que 4.600 millones. La edad que nos asignamos tiene como organización el tiempo que ha transcurrido desde nuestro nacimiento, pero los átomos de las células que componen nuestro cuerpo tiene una antigüedad mucho mayor. Nuestro origen orgánico procede de polvo de estrellas, polvo de supernovas para ser más precisos.

Pero cuando hablamos de supernovas, debemos precisar que no siempre este fenómeno ocurre como consecuencia de la etapa final de la vida de una estrella supergigante. También se da en otras circunstancias estelares. En astrofísica se distinguen dos tipos físicos básicos de supernovas: Supernovas de Tipo I y Supernovas de Tipo II.

SUPERNOVAS DEL TIPO I 
EL JUEGO MORTAL EN LA DANZA DE UNA PAREJA ESTELAR


Supernova Tipo I

Para explicar las explosiones de estrellas pobres en hidrógeno que se observan en el espacio, los astrofísicos han desarrollado diferentes modelos teóricos que incluyen sistemas binarios de estrellas -pares de estrellas muy cerca una de la otra que cada una ejerce una influencia sustancial en la evolución de la compañera-. Aquí describiremos el modelo que más aceptación concita entre los estudiosos del tema, se trata del conocido como supernovas del tipo I.

Los sistemas binarios que producen una supernova de tipo I pueden estar constituidos por dos estrellas que cada una tiene, en la secuencia principal, no más de M = 6M. Cada miembro de la pareja, fusionaría su núcleo de hidrógeno a helio y progresivamente a elemento más pesados, se expandiría a una gigante roja; pero una de las estrellas de la pareja perdería primero su capa envolvente de hidrógeno y se contraería hasta ser una densa enana blanca, con un tamaño no superior a 1,44 M.

Estas parejas binarias de estrellas empiezan la secuencia principal de sus vidas separadas por varias unidades astronómicas (la distancia entre la Tierra y el Sol). Una vez que una de ellas alcance la etapa evolutiva de enana blanca, puede causar la convergencia hacia su propia superficie de materia de la estrella compañera y que, al acumular la enana blanca masa superior a M = ›1,44M, ésta se derrumba generando una gran explosión.

Dentro del marco teórico de uno de los modelos que explican el fenómeno de la supernova de tipo I, se cree que ello comienza con dos estrellas de la secuencia principal orbitando alrededor de un centro de gravedad común. La más masiva de las dos pasa más rápidamente a la fase de gigante roja, mientras la otra compañera se mantiene en la secuencia principal. Al transmutarse los últimos restos de hidrógeno en helio dentro del núcleo de la gigante y empezar a colapsarse, el gran calor interno que se ha generado obliga a las capas externas a expandirse. El gas se infla hasta que se extiende más allá de la esfera de dominio gravitacional de la estrella y es capturado por la gravedad de la segunda estrella. Algunas de esas masas capturadas de hidrógeno fluyen hacia la compañera que todavía se encuentra en la secuencia principal.
El flujo de hidrógeno de que hablamos puede precipitarse tan rápidamente que la gravedad de la estrella receptora no puede resistirlo. Parte del gas que se escapa forma una nube que envuelve a ambas estrellas. Esta especie de envoltura que abarca a las dos estrellas arrastra a ambas, cambiando sus órbitas, acercándolas entre sí. La distancia entre las dos estrellas se estrecha en un porcentaje importante, y su movimiento orbital crea un efecto de «batidora» que revuelve la envoltura, enviando la mayor parte de ésta fuera del sistema binario.

Todo lo que queda de la gigante roja después de la merma de materia es un núcleo denso de materiales degenerados, de un tamaño semejante al de la Tierra, pero tan masivo como el Sol, al cual lo reconocemos como estrella enana blanca. La enana blanca y su compañera que todavía se encuentra en la secuencia principal, que ahora contiene el único hidrógeno del sistema, continúan orbitando alrededor del centro común, pero a una distancia menor que la que tenían antes. Con el tiempo, la estrella que todavía está en la secuencia principal alcanza la fase de gigante roja y expande sus capas de hidrógeno.

En el tiempo, la gigante roja ha logrado expandirse lo suficientemente como para perder el control gravitacional de sus capas exteriores, y el ciclo empieza de nuevo. El hidrógeno fluye hacia la compañera enana blanca atraído por la mayor gravedad producida por la densidad de ésta, dejando a la estrella en evolución con un núcleo de helio y formando otra envoltura común. Este gas arrastra a las dos estrellas, acercándolas entre sí. Una vez más su acción orbital combinada aleja la mayor parte de la materia de la envoltura, despojando completamente al sistema de hidrógeno. Pero la mayor gravedad que genera la densidad de la enana blanca sigue atrayendo materia de la estrella en evolución, la que va siendo depositada en la superficie de la primera. Eventualmente, se puede llegar a un momento en que la materia que se le ha sumado a la superficie de la enana blanca exceda los límites que establecen los estudio que realizó Chandrasekhar de M=1,44M , provocando con ello la insustentación de la enana blanca y el encendido de la llama termonuclear.

Sn Tipo I

En el tiempo, la gigante roja ha logrado expandirse lo suficientemente como para perder el control gravitacional de sus capas exteriores, y el ciclo empieza de nuevo. El hidrógeno fluye hacia la compañera enana blanca atraído por la mayor gravedad producida por la densidad de ésta, dejando a la estrella en evolución con un núcleo de helio y formando otra envoltura común. Este gas arrastra a las dos estrellas, acercándolas entre sí. Una vez más su acción orbital combinada aleja la mayor parte de la materia de la envoltura, despojando completamente al sistema de hidrógeno. Pero la mayor gravedad que genera la densidad de la enana blanca sigue atrayendo materia de la estrella en evolución, la que va siendo depositada en la superficie de la primera. Eventualmente, se puede llegar a un momento en que la materia que se le ha sumado a la superficie de la enana blanca exceda los límites que establecen los estudio que realizó Chandrasekhar de M=1,44M , provocando con ello la insustentación de la enana blanca y el encendido de la llama termonuclear.

Tan pronto encendido el fuego termonuclear, la enana blanca se desploma rápidamente, arrastrando con ello también la masa de la otra compañera del sistema.
El radio de la enana blanca disminuye.
La densidad aumenta.
La temperatura aumenta.

A temperaturas y densidades más alta los átomos de carbono y de oxígeno se fusionan en una variedad de elementos pesados, algunos de ellos con fuertes emisiones radiactivas. Lo que acontece en ese lugar estelar del espacio es igual a una bomba de fusión. Hay una gran explosión supernóvica, en cuya conflagración estelar es arrojada al espacio una gran cantidad de materia, pero sin tan siquiera un rastro del hidrógeno con el que empezaron las estrellas.

SUPERNOVAS DEL TIPO II
LA CATÁSTROFE FINAL DE UNA SUPERESTRELLA

La fase final de la existencia de una estrella con una masa de M= › 6M en la secuencia principal, es un fenómeno asombroso que tiene un decenlase espectacular. Después que la estrella ha agotado su combustible nuclear, ha generado un masivo núcleo de hierro, y pierde el equilibrio de sustentación frente a su propia gravedad, se desploma en una explosión en el cielo de supernova del tipo II.

Explosiones de supernovas no son fenómenos frecuentes y, normalmente, son detectados en el cielo por telescopios, aunque unos pocos de ellos se han visto a simple vista. Los antiguos chinos los llamaban «estrellas visitantes». Famosas supernovas en nuestra galaxia han sido las descubiertas por los chinos el 4 de junio de 1054, por Tycho Brahe en 1572, por Johannes Kepler en 1604, y en el Observatorio de Las Campanas, en Chile, el 24 de febrero de 1987.

SN1987a

La imagen corresponde a la supernova que se observó en febrero de 1987. En un momento dado la estrella que dio origen al fenómeno supernóvico era un simple disco casi indistinguible en las noches del Hemisferio Sur. De pronto, se expandió e iluminó proyectándose en la historia como la supernova 1987a. El espectacular acontecimiento estelar ocurrió a 170.000 años luz de la Tierra en la vecina galaxia La Gran Nube de Magallanes; la explosión fue la más cercana en casi cuatro siglos y representó una excelente oportunidad para astrónomos y astrofísicos para afinar las teorías preexistentes sobre los paroxísticos finales de vida de las estrellas.


Una protoestrella del tamaño de cientos de veces el del Sol, en el transcurso de unos pocos miles de años, se contrae suficientemente para acercarse al status de estrella. En ese proceso de convección se genera una transportación de calor desde el núcleo hacia la superficie a través de enormes capas de hidrógeno, siendo ella misma un horno a 3.000° Kelvin.

Una estrella que parte su vida desde una masiva protoestrella, normalmente alcanzan masas del orden de M = › 6M (sobre seis masas solares), y se caracteriza por ser muy caliente, brillante y azulada. Pero además, describe durante su existencia una rápida y agitada evolución. Sólo el hecho de la corta existencia que ha demostrado tener comparado con estrellas menores hace extraña a una estrella de gran masa.

Durante la existencia de vida de una estrella de gran tamaño se generan reacciones, prácticamente, en forma simultánea a diferentes profundidades de la estrella, conformando capas de actividad termonuclear que, con la gran cantidad de energía radiada, contrarresta la gravedad que la empuja hacia su centro. Sin embargo, esta imponente estructura estelar tiene una debilidad: su alta temperatura.



Al principio pasan rápidamente a través de las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas de masa mayor tienen núcleos tan calientes que transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Después de que sus núcleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de la estrella permite continuar la fusión y elevarle 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 Fe 56 (hierro 56), cuyo átomo, tal como ya lo señalamos, es el que tiene la masa mínima por partícula nuclear.

La estrella que se generó desde esa gran protoestrella, al transmutar su núcleo de hidrógeno en helio, se une a la secuencia principal, pero no por mucho tiempo, no más de 100 millones de años. En esta etapa, una estrella de este tipo tiene una radio R = 6R (seis veces el del Sol) y una temperatura superficial superior en cuatro veces la que tiene el Sol; una estrella de este tamaño se quema brillante y rápidamente.
Al cambiar el núcleo a helio, se encoge. A su alrededor, se forma una zona de hidrógeno agotado, rodeada a su vez por una capa rica en hidrógeno. Calentada por el núcleo, la estrella dobla su tamaño, en camino hacia el status de supergigante.

Al expandirse la masiva estrella a partir del calor de su núcleo de helio en contracción, la capa rica en hidrógeno de alrededor de su núcleo se enciende, haciendo crecer la estrella hasta una supergigante con un diámetro que puede llegar a ser hasta cien veces mayor que el del Sol. En esta fase, el núcleo de la estrella experimente continuos colapsos generando en ello altísimas temperaturas.

En esta etapa, el núcleo alcanza unos 100 millones de grados, y su helio se fusiona en carbono y oxígeno. Una capa transmutando hidrógeno en helio rodea al núcleo. Ahora, con un diámetro que puede llegar a ser unas 300 veces el del Sol, a la supergigante le queda solamente unas pocas opciones de fusión antes de llegar a su destino final que puede ser el de una supernova para una post-mortis de estrella de neutrones o un agujero negro.

Después de haber completado una gran parte de la cadena de transmutaciones, desde el carbono al magnesio, el núcleo alcanza una temperatura de alrededor de los 5.000 millones de grados, durante la combustión nuclear del silicio, los núcleos atómicos producidos durante la vida de la estrella, vuelven a disociarse en protones, neutrones y neutrinos, revirtiendo el proceso de formación de elementos, lo que consume energía y hace bajar la temperatura. Los neutrinos al escapar del núcleo, ayudan a enfriarlo y éste se contrae.

CEBOLLA

Cuando una estrella supergigante llega al final de sus días, su comportamiento se parece al de un astro estelar super energizado, con diferentes capas de materiales en permanente fusión que se aglomeran al igual que la forma de una cebolla, entro los cuales se distinguen capas de hidrógeno sobre helio; de helio sobre carbono; de carbono sobre silicio y, de este último, sobre un núcleo de hierro. El núcleo de hierro se degenera constantemente y crece en masa en los procesos de fusión.

Cuando la masa de hierro del núcleo se encuentra al borde de tener un tamaño de 1,4 M, la estrella alcanza las siguientes características:
Un radio de 3.500 kilómetros.
Una densidad de 20 toneladas por cm3

Cuando la estrella contrae el núcleo en lugar de producirse una reacción nuclear que libere energía se produce una reacción que absorbe la energía del núcleo de la estrella, la estrella se colapsa pues se queda sin sustentación en el centro; la estrella implota (se desploma hacia adentro) para rebotar en el centro y producirse una gran explosión que la destruye como consecuencia del triunfo definitivo de la fuerza de atracción gravitacional. La estrella aumenta su brillo de modo considerable por unas semanas; puede llegar a ser diez mil millones de veces más brillante que el Sol, liberando en uno o dos meses toda la energía que le quedaba en su interior. Ese fenómeno se llama una supernova, en que la gran estrella expele la mayor parte de su materia.

La estrella que explosionó para convertirse en SN1987A se llamaba Sanduleak y «vivía» en la vecina galaxia de La Gran Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur. Pasó la mayor parte de su existencia recreándonos con su presencia azul de la secuencia principal, midiendo alrededor de veinte veces la masa del Sol. Era una excelente consumidora de combustible, del orden de 20 billones de toneladas de átomos de hidrógeno por segundo. Esa excelencia, le significó abandonar el catastro de estrellas vivas, como consecuencia de una explosión supernóvica, a la temprana edad de unos 10 millones de años; en una expresión idiomática de mi país, Chile: una guagua. Sanduleak era sólo un bebé cuando se convirtió en supernova; en contraste, el Sol, una estrella de tamaño medio, es ya 500 veces más viejo y está tan sólo hacia la mitad de su proyectada vida de 10.000 millones de años.

Una supernova es generada por el desequilibrio que se produce entre la propia gravedad de la estrella y las mediatizadas presiones que se generan en fusiones de energía insuficiente, por carecer de combustible. En las supernovas de tipo II, el silicio que se aloja en el núcleo, después de todos los procesos de transmutaciones anteriores, juega un excelente papel de productor de hierro, tanto como que sobrepasa la capacidad de «almacenaje» del núcleo de la estrella saturándolo. Al haber obtenido tanta masa los núcleos por las razones descritas, éstos son incapaces de sostenerse, ya que no cuentan con presiones internas suficientemente energéticas que los apuntalen frente a la gravedad y terminan desplomándose en una implosión. Esta implosión, si la masa del núcleo no es muy grande, no mayor que M = ‹ 6M, puede ser detenida por una presión de neutrones, lo único conocido en la naturaleza capaz de frenar los desplomes gravitatorios de núcleos estelares con esas características.

FORNAX

Galaxia NGC 1316, Fornax A, fotografiada el 7 de noviembre de 1977 (izquierda) y el 10 de diciembre de 1980 (derecha). En esta última se indica la supernova encontrada por la astrónoma Marina Wischnjewsky de la Universidad de Chile . Fotografías obtenidas por el astrónomo F. Schweizer con el telescopio de 4 metros del Cerro Tololo.

Al ser detenido el desplome total del núcleo de la estrella, entonces ésta, que era una bella supergigante, adquiere las siguientes características:

Un radio de sólo 10 kilómetros.
Una densidad de la materia de 100 millones de toneladas por cm3

Cuando se consigna un núcleo remanente de una densidad de 100 millones de toneladas por cm 3, estamos hablando entonces que en ese proceso el núcleo alcanzó las características de uno atómico.

Es muy difícil que la materia se siga apretando más allá de la densidad de un núcleo atómico, ya que este se hace resistente a una compresión adicional y la desplaza hacia fuera de él. Los rebotes que se dan en el núcleo emiten descargas de ondas energetizadas a través de las distintas capas exteriores de la estrella (silicio, oxígeno, carbono, e hidrógeno), y las recalienta en la superficie, proceso que es ayudado por los neutrinos, los cuales pueden ser absorbidos por gases y materias enrarecidos, y por las convecciones. El gas recalentado se expande hacia el exterior para formar un remanente de supernova, al igual que la conocida Nebulosa del Cangrejo.

El Cangrejo

Después de generada una explosión de supernova, sus consecuencias pueden ser observadas como un bucle de nubes dilatadas como subproducto del fenómeno. Uno de los remanentes de supernovas más famoso es el de la Nebulosa del Cangrejo (M1), que corresponde a los restos que quedaron de la supernova de 1054, cuyo relato del hecho aparece en la literatura china, y es el primer objeto de la lista del Catálogo Messier.
Después de generada una explosión de supernova, sus consecuencias pueden ser observadas como un bucle de nubes dilatadas como subproducto del fenómeno. Uno de los remanentes de supernovas más famoso es el de la Nebulosa del Cangrejo (M1), que corresponde a los restos que quedaron de la supernova de 1054, cuyo relato del hecho aparece en la literatura china, y es el primer objeto de la lista del Catálogo Messier.
La nebulosa El Cangrejo se ha venido constituyendo como la Piedra Rosetta* de la astrofísica. Ello, debido a que perece contener la mayoría de los elementos atrayentes en los cuales los científicos han focalizado su atención y que se encuentran en la bóveda celeste. De hecho, estamos hablando de uno de los astros más espectaculares del cielo. Pero sumado a lo último, es un muy distinguido remanente de supernova. Además, cuenta con su particular estrella de neutrones o pulsar que emite longitudes ondas de radio, visibles, ultravioletas, y rayos X. En buenas cuentas, se trata de una nebulosa que, desde su descubrimiento en 1054, goza de uno de los más altos pedigree dentro del círculo de los estudiosos del universo.
Una remanente de supernova de tipo II libera una cantidad enorme de energía, cuya estimación se puede ver a continuación:

Energía de neutrinos = 1046Js.
Energía del gas dilatable = 1044Js.
Energía de fotones = 1042Js.

Para distinguir cual grande son las cifras de energía que se libera en un remanente de supernova de tipo II, se pueden comparar con las estimaciones que se tienen sobre la liberación de energía del Sol durante su existencia en la secuencia principal, la cual se cree que bordeará los 1044Js. La luz que emite una supernova viene a ser como un subproducto. La mayoría de la energía que producen estos astros es irradiada hacia el espacio por los neutrinos.

Si después de la explosión supernóvica, el núcleo que queda en el centro del remanente logró ser apuntalado frente a la gravedad por los neutrones, es posible que entonces se convierta en una estrella de neutrones, las cuales son reconocidas por las pulsaciones de radio, y los rayos X y gamma que emiten.

CÓMO SE PUDO GENERAR LA NEBULOSA EL CANGREJO

Estrellas con la masa igual a la de nuestro Sol, eventualmente, termina sus esplendorosos días convertidas en unas pequeñas enanas blancas. Pero si una estrella tiene por sobre seis masas solares, la gran presión endógena gravitatoria que se da permite quemar residuos nucleares hasta llegar a la fusión de los elementos más pesados como silicio en hierro y níquel (N° 1 de la secuencia de abajo). Esta fusión adicional que se da en la estrella, hace que absorba más energía que la que produce, lo que provoca su desplome (2). El caos estelar que se da en la segunda etapa, se asemeja a un monumental horno que, con todos sus guisos nucleares, es lanzado estrepitosamente hacia el espacio en forma de gases hirvientes que eventualmente van acompañados por los elementos que conocemos de la tabla periódica.

CREACIÓN SUPERNÓVICA DE LA NEBULOSA EL CANGREJO.




En una explosión supernóvica, al margen del casco residual, quedan cenizas, que conforman un denso núcleo formado por una severa compresión de neutrones y protones, lo que conocemos como una estrella de neutrones que, en un diámetro de entre 10 y 20 Km., almacena más masa que el Sol, con una densidad que genera una gravedad capaz de aplastar hasta lo inimaginable.

La estrella de neutrones que se formó en la nebulosa El Cangrejo, cuenta con un campo gravitatorio superior a 300.000 veces al de la Tierra. Su rotación, también es muy superior a la que tenía la estrella primaria, ya que durante el desplome de esta comenzó a girar de forma que puede ser considerada vertiginosa. La estrella de neutrones en la nebulosa El Cangrejo rota 30 veces por segundo y, dado el diámetro de su ecuador de 20 Km. que conocemos, podemos calcular que lo hace a una velocidad de 5,4 millones de Km. por hora.

La acelerada rotación que hemos descrito para la estrella de neutrones que cohabita en la nebulosa El Cangrejo, la transforma en un poderoso generador eléctrico, capaz de acelerar partículas cargadas a una energía equivalente a millones de voltios. Pero esa aceleración, con el tiempo, irá decreciendo debido al freno que generan los gases fríos del espacio interestelar. El pulsar de El Cangrejo tomará unos 10.000 más para que su velocidad de rotación disminuya a la mitad. Las pulsaciones de El Cangrejo se debilitarán, y sus emisiones de rayos X cesarán. Lo que distinguimos en sí como nebulosa tenderá a ir desapareciendo durante el transcurso de millones de años, quedando tan solo débiles emisiones de radio transmitidas por la estrella de neutrones que se formó ahí, en ese ahora tan hermoso lugar del cielo.

CRÉDITO ILUSTRACIÓN ARTÍSTICA: NASA


Uno de los remanentes de supernova conocido por sus características energéticas y sus emisiones de rayos X es Cygnus Loop, el cual es asociado con la supernova cuya luz llegó a la Tierra hace unos 15.000 años.

Cyg-Loop

La imagen  corresponde a una toma realizada por el HST de una pequeña porción de Cygnus Loop, ésta parece como una burbuja que emite ráfagas de ondas energetizadas desde donde se produjo una colosal explosión estelar, hace unos 15.000 años. En la foto se observa la parte trasera del lugar donde se generan las descargas de las ráfagas. Ello, ha permitido, tanto a astrónomos como astrofísicos, poder hacer comparaciones de modelos teóricos de descargas de energía con observaciones de primera mano.


Al margen de lo que implica para el estudio sobre los remanentes de supernovas, los modelos sobre descargas son importantes para entender una gama amplia de fenómenos astrofísicos, desde los vientos estelares que se dan en la formación de nuevas estrellas a erupciones cósmicas catastróficas. Las ráfagas que se observan saliendo desde la supernova golpean a una tenue nube de gas interestelar. La colisión calienta y comprime el gas y lo hace relucir. La descarga de este tipo de ráfagas se vienen a convertir como un medio distinguible en la detección de formación de estructuras estelares.

Cygnus Loop, se muestra como un tímido anillo de gases relucientes de un tamaño de unos tres grados (seis veces el diámetro de la Luna llena), ubicado en la norteña constelación de El Cisne. El remanente de supernova se encuentra en el plano de la Vía Láctea, a unos 2.600 años luz.

Pero cuando el núcleo que queda tiene una masa de M = › 6M, nada del universo que los humanos conozcan es capaz de contener su desplome total, éste se implosiona completamente en sí mismo, formando un agujero negro, aunque no son tan negros pero sí son muy densos y, como normalmente escriben todos los que se refieren a este tema, de ellos no escapa ni la luz, salvo algunas radiaciones que son parte de otro relato.

Al margen de la descripción física que hemos hecho para las clases de tipos de supernovas, existe también otra observacional que desarrolla la clasificación en base a la existencia o no de hidrógeno determinado por las líneas espectrales. Las supernovas de tipo I no muestran hidrógeno, en cambio, si lo muestran las de tipo II.

En general, la descripción observacional para la clasificación de los tipos de supernovas coincide con la que hemos descrito en función física, porque las estrellas masivas tienen atmósfera compuesta mayoritariamente de hidrógeno, no así las enana blancas que adolecen de ella. Sin embargo, es posible que una estrella masiva tampoco comporte hidrógeno como atmósfera, ya que ésta pudo haber sido eyectada por los vientos fuertes estelares que se producen en los procesos supernóvicos, por lo consiguiente no mostraría en observaciones líneas espectrales con hidrógeno.

Al describirse las dos clasificaciones sobre tipos de supernovas, queda a la vista el hecho que en las de tipo II, donde se refleja la mayor discrepancia, la que otorga la observación está referida a un período pre-explosión y la física a lo que se encuentra reconocido como supernova propiamente tal. Pero al final de cuentas, lo que ello muestra es como la ciencia va cambiando en la medida que se va conociendo mejor a la naturaleza.

LOS REMANENTES DE SUPERNOVAS Y LOS RAYOS GAMMA

L a explosión de una supernova que coloca término a la vida "normal" de una estrella es un gran laboratorio para la investigación de los rayos gamma. Es indudable que el estudio de la evolución de una estrella y su eventual estallido transformándose posteriormente en una estrella de neutrones o un agujero negro es interesante. Sin embargo, para el estudio de los rayos gamma lo que adquiere ribetes importantes es lo que sucede después de la vida «normal» de la estrella. El desplome del núcleo cuando un estrella masiva ha gastado todo su combustible nuclear desemboca en una tremenda explosión. Esta explosión es una verdadera fábrica generadora de elementos pesados y es la descomposición de éstos lo que concita el interés en el estudio de los rayos gamma.

Imagen en SN1987A de Cas A

Para tipificar lo anterior, podemos referirnos al ejemplo de una de las más famosas supernovas SN 1987A, que emite rayos gamma generados dentro de procesos de descomposición de elementos radiactivos como el Co 56. También es de muchísimo interés el observar y estudiar el comportamiento de radiaciones de rayos gamma que comportan elementos dominantes generados por los remanentes de las diferentes etapas de la supernova. A esos remanentes se les denomina Cas. Ellos son una fuente de emisión de rayos gamma de 1,16 MeV y proceden de la descomposición de elementos tales como el Ti44 . Los Cas tienen una edad alrededor de 300 años; o sea, son viejos comparados con lo que identificamos por SN 1987A, pero jóvenes con respecto a la mayoría de otros residuos de la estrella.

El envejecimiento de los remanentes de supernovas reduce sustancialmente las las posibilidades de emisión de rayos gamma; no obstante, siempre es posible hallar en ellos fuentes de exploración para encontrar sitios de aceleración de partículas radiactivas que al colisionar con materia circundante emiten rayos gamma.
Más de una evidencia existe por ahí de que fuentes de emisión de rayos gamma podrían ser asociadas con remanentes de supernovas, aunque ello no es claro todavía. Podría darse el caso de que los remanentes sean simplemente rayos gamma de baja intensidad emitidos por un púlsar en formación, o que sean los remanentes los emisores de los rayos. Solamente a futuro podremos dilucidar cuál es realmente el papel que juegan los remanentes de las supernovas en esto. Con instrumentos de una mayor sensibilidad como el telescopio Chandra y otros que vendrán, podremos entender mejor cuál es el rol que juegan los remanentes en la creación de materia que vemos en el universo y en la emisión de los rayos gamma.
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*Piedra Rosetta.- Bloque de granito negro (descubierto en 1799)
que comporta inscripciones en griego y jeroglíficos egipcios.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_06.htm

11 Estrellas Enanas Blancas

Evolución del Sol
Ilustración de la estimada evolución de nuestro Sol, desde una estrella gigante roja a una enana blanca.
NASA

En las últimas décadas, la articulación de la observación combinada con las revelaciones de la teoría nuclear han permitido a los científicos modernos orientados al estudio del cosmos establecer el simple esquema subyacente en el universo estelar. Cada tipo de estrella -y hay varios tipos- representa una fase temporal en el ciclo estándar de vida. Con unos pocos ajustes de instrumentalización científica, este ciclo puede aplicarse a la totalidad de estrellas conocidas. Todas las estrellas, por ejemplo, empiezan como protoestrellas, concentraciones de gas luminoso localizado entre mucho más grandes y difusas nubes de polvo y gas. Colapsándose hacia dentro bajo su propia gravedad, una protoestrella se calienta y comprime su núcleo hasta que se encienden las reacciones de fusión del hidrógeno. En este punto, se considera que la estrella está en la secuencia principal. Muchas estrellas permanecen en esa secuencia durante miles de millones de años. Pero para cada una llega un momento en el que su stock de combustible se agota, causando a la estrella otro tipo de fase evolutiva.

Enanas Blancas

Las estrellas que se encuentran dentro de un círculo en la imagen de la izquierda, corresponden a un tipo que son muy difícil de observar en el universo: las «enanas blancas». La fotografía, cubre una pequeña región cerca del centro de un cúmulo globular conocido como M4. Los investigadores usando el Telescopio Espacial Hubble descubrieron una gran concentración de enanas blancas en M4. Ello se esperaba, ya que estrellas, que son numerosas en el cosmos como el Sol, en su penúltima etapa de evolución final llegan a constituirse en enanas blancas. Esta clase de estrella, en esa etapa de su vida final, tienen una evolución lentísima con un enfriamiento gradual de su temperatura. En esto estudios se espera poder tener una mejor comprensión de la edad de las estrellas, del ente cósmico que las generó y, eventualmente, del propio universo.



La masa inicial de una estrella controla el inicio y desenlace de esta crisis. Las estrellas de poca masa, por ejemplo, tienen en correspondencia poca gravedad, lo que les permite fusionar hidrógeno muy lentamente y permanecer en la secuencia principal casi indefinidamente; las estrellas de gran masa tienen una gravedad tan fuerte, y por tanto reacciones tan rápidas, que consumen sus muchos más grandes depósitos de hidrógeno propio en unas pocas decenas de millones de años. Después de acabarse el hidrógeno, la masa dicta cómo cambia cada estrella. Las más pequeñas simplemente consumen los restos de su combustible y llegan a su fin. Las estrellas de tamaño intermedio del orden de M < 6 M atraviesan una desconcertante variedad de cambios, incluyendo un destello de helio de gran energía , antes de volverse «enanas blancas». Las estrellas más masivas pasan apresuradamente por una intrincada serie de reacciones de fusión antes de sufrir un espectacular colapso final.

A fin de cuentas, es la masa inicial (masa en vida normal) la variable determinante de las etapas evolutivas de la vida de una estrella, estableciendo también para el final una división de límites.

Señalamos en página anterior que las estrellas, dentro de su proceso evolutivos, asumen una etapa de gigantes rojas. Una estrella en el estado de gigante roja experimenta pérdida de masas de su superficie. En la etapa en que el helio de su núcleo se encuentra prácticamente agotado la estrella procede a contraer su región central y eyecta al espacio una vaporosa nube de gases, transformándose en nebulosa planetaria, en la cual los gases son ionizados, iluminados, durante un tiempo por el cuerpo aún caliente de la estrella moribunda debido a la energía térmica almacenada. En este proceso de pérdida de masa de una gigante roja, una estrella con una M = 1 Mexpulsará aproximadamente 0,4 M de materia estelar hacia el espacio exterior, formándose allí la nebulosa de que hemos hablado. Ahora bien, esta nebulosa planetaria irá lentamente dejando ver el núcleo de la estrella y, cuando éste se va enfriando, se empieza a originar el tipo extraño de estrella que es una enana blanca. Este tipo de estrellas, cuando fueron generadas por una que en su etapa normal de vida comportaba una masa inicial de M= ‹ 6M , en esta fase final de existencia estelar adquiere un tamaño de un radio de R= 0,01R, cien veces menor que el Sol y casi como la Tierra (10 mil km. de diámetro). Sin embargo, contiene una masa algo inferior que la del Sol, de una densidad aproximada de una tonelada por centímetro cúbico, pese a que en la fase de gigante roja y como nebulosa planetaria la estrella ha tenido una importante merma de la masa original.

Enanas Blancas

La imagen anterior corresponde a la Nebulosa Planetaria del Anillo en la constelación de La Lira (Lyr). La luz azul en el centro de la nebulosa es emitida por helio ionizado. La parte exterior de la nebulosa se ha enfriado y los elementos ahí dominantes son oxígeno e hidrógeno neutro. El centro caliente de la estrella enana blanca se puede distinguir como un punto de luz en medio de la nebulosa.

Mediciones Doppler que se han efectuado últimamente revelan cambios en expansión de la nebulosa. Una medida típica de una nebulosa planetaria es de alrededor de 10.000 UA, y su tiempo de vida visible es de aproximadamente 50.000 años, despejándose para dejar a la vista a la enana blanca en su configuración plena.

Pese al tiempo que transcurre en despejarse una nebulosa planetaria, las enanas blancas siguen siendo visibles, ya que brillan por que se encuentran aún muy calientes; aunque las enanas blancas no tienen fuentes de poder interna, su enfriamiento interior dura miles de millones de años. El brillo que generan es producto de la conducción hacia la superficie de la estrella de la energía térmica residual que se encuentra almacenada en el interior profundo del núcleo de la enana blanca.


Cuando se está señalando una estimación de densidad para las enanas blancas de aproximadamente una tonelada por centímetro cúbico, se está definiendo para ellas una estructura física sorprendente y fuera de lo común. Se consigna para las enanas blancas una materia que se encuentra degenerada, ya que está tan comprimida que los átomos han perdido todos sus electrones y estos forman un mar de electrones libres que se mueven entre los núcleos pero no los orbitan, ya que en este estado de la materia los electrones no perciben la presencia de éstos (electrones degenerados). En un gas normal, no degenerado, si la temperatura disminuye, el movimiento medio de las moléculas y con ello la presión del gas también disminuye. En un gas degenerado los electrones libres están tan comprimidos que no pueden estar en reposo pues violarían las reglas de la mecánica cuántica (el principio de exclusión de Pauli). Así el gas degenerado puede enfriarse todo lo que quiera, pero la presión del gas no se modificará pues depende de la presión proporcionada por los electrones y ésta a su vez depende de la densidad y no de la temperatura. El Sol morirá como una enana blanca y se quedará como una esfera de unos 10.000 kilómetros de diámetro y totalmente frío.

Cuando nos referimos a «gas degenerado» estamos señalando de que se trata de una materia cuyos átomos han sido sometidos a fuertes presiones y temperaturas altísimas y que se han despojado de sus electrones. En otras palabras, ellos han sido ionizados. La presión que genera el gas dentro de una estrella se debe a los electrones. Si la densidad de un entorno de materia es muy alta las partículas de ésta son forzadas a juntarse. Por otro lado, conocemos una ley de la física que determina los límites de movimiento de los electrones a un nivel seguro de energía y ello no permite su existencia en un mismo nivel, salvo que se muevan en sentido contrario o a velocidades distintas, por lo tanto, en un gas denso en el cual se compacta la materia los electrones tienden a alojarse en los niveles inferiores de energía apretujándose unos con otros degenerándose. Es, la consecuencia de lo anterior en que se genera un gas que llamamos de materia degenerada. En ese estado, los electrones del gas degenerado son los que producen la resistencia para buscar el equilibrio frente a la fuerza de gravedad que trata de desplazarlos para juntarlos aun más en un espacio de nivel de energía que se encuentra absolutamente copado (los electrones al ser empujados a juntarse su energía cambia lo que los obliga a desplazarse a otro nivel de energía que ya se encuentra ocupado).

El Sol, pese a estar en su edad media, quemará todo su hidrógeno hasta convertirlo en helio, el cual también podrá quemar gracias a la masa que mantendrá y lo convertirá en carbono, después ya no tendrá más fuentes adicionales de producción de energía disponible; ello nada lo evitará. Entonces, ahí se transformará en una estrella enana blanca fría y degenerada.

El proceso y degeneración de una enana blanca es, aparentemente -a escala astronómica- larguísimo, como lo comprobaría estudios recientemente realizados. Los astrónomos chilenos Dante Minninti y René Méndez midieron 15 enanas blancas muy viejas -con unos 10 mil millones de años de antigüedad- en los límites de la Vía Láctea. Comprobaron que ni se enfrían ni debilitan tan raudamente. Ello, implicaría que seguramente la existencia de estas enanas sería abundante en el cosmos, implicando con ello que parte de la materia que buscamos que debería existir en los halos galácticos estaría compuesta por estos astros.

Lo que frena el colapso gravitatorio en una enana blanca es la presión de Fermi de los electrones. Ello se caracteriza porque los electrones que giran alrededor del átomo tratan de mantener su órbita, impidiendo que otro entre en ella, para lo cual oponen resistencia. Esa es la presión que, finalmente, sostiene a la estrella y que impide que colapse producto de la gravedad. Ahora bien, si la estrella comporta una masa superior a M › 6M, su ciclo de combustión nuclear continúa hasta producirse en ella un núcleo de hierro y que, al alcanzar este una masa de aproximadamente 1,44 M, entonces esa estrella alcanza una gravedad lo bastante fuerte como para que los electrones se compriman hasta desplomarse sobre los protones (partículas que se hallan en el núcleo atómico) y los convierte en neutrones (otro elemento constituyente del núcleo), los que se repelan mutuamente debido a la interacción fuerte (que es la fuerza que mantiene los neutrones y protones unidos pero que se vuelve repulsiva en materia formada casi exclusivamente de neutrones), produciéndose una catástrofe en la estrella que se queda sin su fuente de sustentación mecánica.

Las estrellas de gran masa se convierten en estrellas de neutrones o agujeros negros. En el caso de estrellas de masa intermedia como el Sol, las capas exteriores no tienen en realidad peso suficiente para mantener comprimido el núcleo estelar. Y entonces lo que sucede es que el calor intenso generado por la combustión del helio en el núcleo estelar empuja las capas exteriores hacia los espacios cósmicos donde el hidrógeno residual forma la "nebulosa planetaria" como restos de la agonía de la estrella.
Al tiempo de ocurrido el drama mortuorio estelar, las nubes residuales se disipan en el espacio interestelar y lo único que queda de la bonita estrella es el núcleo desnudo, de un tamaño aproximado al de la Tierra, que viene ser al final lo que hemos llamado enana blanca (EBs) .

Pero el proceso de extinción estelar continúa. La estrella enana blanca va perdiendo los restos de energía que aún le subsisten durante millones y millones de años. La débil luz que emite es producida por la temperatura residual que queda después del fenómeno que la generó, ya que ninguna cuenta con fuente interna de generación de energía. La contracción de ella continuará hasta que se encuentre un nuevo equilibrio entre la fuerza de gravedad y la presión que ejercen los electrones degenerados. A través de los años las enanas blancas se van enfriando, pero van manteniendo su radio en dimensiones constantes. La relación entre temperatura, luminosidad y radio va decreciendo en el tiempo (miles de millones de años), por lo tanto, su trayectoria debería distinguirse , pasando del color blanco al amarillo; de éste al pardo y, por último, al negro. Ahora, no sabemos cuanto tiempo demora en llegar al color final, ya que solamente hemos hallado en el espacio enanas blancas y nunca hemos detectado, por medio alguno, a una enana negra. Por nuestras experiencias en experimentación y trabajos teóricos, existen; cuando se podrán alguna vez observar en el espacio, es muy difícil predecirlo ahora.

Tal como lo hemos señalado anteriormente, en una estrella enana blanca, en el tiempo, la temperatura T disminuye y el radio R permanece constante. En esto hay que subrayar que son los electrones degenerados los que sostienen a la estrella independientemente de la temperatura que comporte; así se factibiliza la mantención pareja del equilibrio hidrostático en la medida que la enana blanca se va enfriando. Al ir disminuyendo la temperatura T y R es constante, la luminosidad L decrece. Las más viejas y frías enanas blancas tienen una L = 0,0001 L y T = 5.000°K. De estas observaciones extraemos el pronóstico descrito anteriormente sobre el destino final de una enana blanca como una estrella negra, agreguemos muy fría y sostenida por la presión de electrones degenerados.

A principios del siglo XX, no habríamos tenido ninguna posibilidad de poder haber hecho el sucinto relato anterior sobre los últimos años de una estrella común. Desde que se descubrió la compañera de Sirio en 1844, pocas explicaciones aceptables se podían presentar sobre los fenómenos que se detectaban en las observaciones en esta estrella.

Normalmente, las estrellas tenues ( la compañera de Sirio es unos cuatrocientosavos la intensidad del Sol) se consideraban que debían ser de color rojo, pero ésta ardía al rojo blanco. La única explicación que entonces se podía dar sobre el escaso brillo de la compañera de Sirio era que fuese extremadamente pequeña. Pero si fuese así, no tendría masa suficiente para causar los efectos gravitatorios que se observan en una estrella grande como Sirio. Una de las soluciones que se propugnaron para explicar este dilema era suponer que la compañera de Sirio era ciertamente muy pequeña pero estaba compuesta de una materia 3.000 veces más densa que la de las estrellas ordinarias. Hasta la década de los años '20 del siglo XX, dicha solución parecía un disparate, ya que no se sabía que existiese una forma tan densa de materia.

Es claro, era un disparate si el fenómeno de la compañera de Sirio era solamente interpretado en función de la física newtoniana. Para entender por qué esa estrella era así, hubo que esperar a que se formulara la teoría cuántica de los átomos en 1927, y a las investigaciones que realizó en 1930 un hindú de diecinueve años, Subrahmanyan Chandrasekhar. Partiendo de los trabajos previos que había realizado en Inglaterra Ralph H. Fowler, que demostraban que cuando una estrella agota su combustible nuclear tiene que colapsarse, Chandrasekhar investigó en sus estudios en qué se convertiría: en una nueva forma de materia superdensa, tanto que una pulgada cúbica de la misma pesaba diez toneladas. Normalmente, ante esa afirmación la interrogante que salta es ¿cómo puede ser tanto y concebirse semejante materia?

Fowler había utilizado el «principio de exclusión» descubierto en 1925 por el físico cuántico Wolfgang Pauli. Según su enunciado, los electrones no pueden solaparse uno encima de otro, se excluyen mutuamente, y si se intenta presionar a dos electrones en la misma órbita para que se unan, ello no se consigue ya que se repelen. Esta fuerza de repulsión no se debe al hecho de que las cargas eléctricas correspondientes de los electrones se repelan, sino que se trata de otra fuerza repulsiva, mucho más fuerte que la electromagnética. Esta fuerza, que la conocemos como «fuerza de intercambio» sólo puede ser comprendida dentro del marco de la teoría cuántica y no hay nada parecido a ella en la física clásica. Su existencia al nivel atómico es lo que impide que se colapsen las nubes eléctricas que rodean los núcleos atómicos.

Imaginamos un gas de electrones e imaginamos luego que aplicamos una presión sobre dicho gas, la fuerza de intercambio repelente entre los electrones individuales creará una «presión de Fermi» opuesta que, en principio, no resistirá a la aplicada. Hay que presionar intensamente un gas para percibir esta presión de resistencia de Fermi. Sólo actúa cuando los electrones se acercan tanto que sus ondas asociadas comienzan a solaparse. Estas condiciones se dan en el interior de las estrellas. Lo que Chandrasekhar descubrió fue que la teoría de la relatividad especial explicaba por qué la presión electrónica de Fermi, nacida del extraño mundo de la teoría cuántica, resistiría el colapso gravitatorio y estabilizaría la estrella, siempre que su masa total no fuese demasiado grande. Según sus cálculos, esto se cumplía en estrellas de masa inferior a 1,44 veces la del Sol (1,44M), masa crítica denominada «límite de Chandrasekhar». En algunas de estas estrellas la densidad de la materia precisa para que se alcance el equilibrio entre gravedad y presión de Fermi es de cuatro mil kilogramos por centímetro cúbico, justo lo necesario para explicar la conducta de la compañera de Sirio. Esta estrella, una enana blanca, fue en sus tiempos una estrella normal, pero agotó luego el combustible hidrogénico del núcleo y se estabilizó posteriormente por efecto de la presión de Fermi. Hoy los astrónomos han localizado ya más de tres mil enanas blancas.

El radio de una enana blanca está determinado por su masa. Mientras más densa es la estrella, menor es su radio. Si buscamos el límite del radio (radio de factor 0), la masa máxima que puede tener una enana blanca es de 1,44M (límite de Chandrasekhar).

Hay un límite máximo de cantidad de masa, que de acuerdo a nuestros conocimientos, permite la existencia de las estrellas enanas blancas. Mientras mayor es la masa de estas estrella, como lo hemos señalado, menor es el radio. La presión equilibrante en una enana blanca depende solamente de la densidad de la composición de la materia, no de la temperatura que se de en sus interiores; para mantener las presiones que se requieren para sostener a una estrella enana blanca, ésta debe ser ricamente densa. A una masa de M = 1,44M, el radio de la estrella se encoge hacia, prácticamente, la nada, incrementándose la densidad a cifras supra-mensurables. En términos prácticos, ello significa que una enana blanca más masiva que 1,44 masas solares no tiene la cantidad suficiente de electrones degenerados para generar la presión necesaria que se requiere para mantener el equilibrio hidrostático.

En función de nuestros conocimientos no se pueden dar estrellas enanas blancas más masivas
que 1,44M

Hemos señalado que las estrellas en la fase de gigantes rojas pierden una cantidad importante de materia que eyectan hacia el espacio interestelar. Estrellas de masas de M = › 6M, también lo hacen. Estrellas supergigantes y estrellas gigantes masivas pierden materia en el espacio de manera acelerada. Es posible que estrellas masivas en su derrumbe estelar queden con una masa residual igual o inferior al límite de Chandrasekhar, colapsándose posteriormente en una enana blanca. Una estrella de la secuencia principal de M = 6M, por ejemplo, perderá sobre 4,6 M y terminará como una enana blanca de 1,4 M. Estrellas más masivas por sobre 6M en sus vidas dentro de la secuencia principal, no deberían ser capaces de perder masa suficiente para llegar a ser enanas blancas. No se tiene claro cuál es la cantidad de masa que puede perder una estrella. Algunos cálculos estarían indicando la posibilidad de que estrellas con masas superiores a 9 M podrían reducirse a tamaños ubicados en los alrededores del límite de Chandrasekhar, lo que abre la alternativa que al final de su existencia se transformen en enanas blancas.

Ilustración C-Estelar

Algunas de las enanas blancas forman parte, como la compañera de Sirio, de un sistema estelar binario cuyo otro miembro es una estrella gigante roja o super gigante con débil atracción gravitatoria sobre sus capas externas . La enana puede orbitar muy cerca de ese tipo de estrella y extraer gas de ella. El gas, principalmente hidrógeno, cae en la enana y empieza a acumularse y, tras un período de tiempo suficiente, alcanza un nivel crítico que supera al límite de Chandrasekhar (1,44M). Entonces, al fundirse el hidrógeno en helio, explota sobre la superficie de la enana como millares de bombas de hidrógeno. Se han observado cientos de explosiones tipo «nova» de este género, que aportan una confirmación suplementaria de las extrañas propiedades de las enanas blancas.

Poder haber distinguido la presencia de enanas blancas como componentes de sistemas binarios, ha sido un paso muy importante para empezar a comprender mejor las razones por que se producen erupciones violentas en sistemas estelares. Supernovas de tipo I, novas, y cataclismos de estrellas variables, a veces, son la consecuencia de la presencia de una enana blanca que en su traslado orbital alrededor de la estrella compañera mayor, ha atraído gas de las capas superiores de esa estrella almacenándolo en un disco de acreción sobre su superficie aumentando con ello su masa que, al final, termina produciendo las erupciones y violentas explosiones, debido a la necesidad de volver al límite de equilibrio.

La observación del espectro de supernovas de tipo I se caracteriza por no mostrar rasgos de existencia de hidrógeno y, comúnmente, se encuentran cohabitando viejas poblaciones estelares (como galaxias elípticas) y, como las EBs tampoco tienen hidrógeno, la deducción de la participación de las enanas blancas como agentes percucientes en la explosión de esas supernovas aparece como bastante realista. Recordemos que las supernovas de tipo II que comportan hidrógeno, se dan en regiones de estrellas jóvenes (como brazos de espirales)

En las reacciones nucleares que ocurren en un evento de supernova del tipo I se pueden producir cantidades considerables de elementos pesados. El carbono C12 se transmuta en O16 (oxígeno 16), luego se pueden fusionar para formar Si28 (silicio 28), y luego dos núcleos de silicio pueden formar Ni56 (níquel 56). Esta es una forma en que los elementos pesados se sintetizan y son expulsado hacia el espacio estelar, donde ellos reinician el camino de la formación de nuevas estrellas, planetas y la vida.

Un tipo de enanas blancas de reciente descubrimiento son las «enanas blancas magnéticas en sistemas binarios». Estas estrellas enanas recién descubiertas por satélites de segunda generación, constituyen una nueva fuente de emisión de rayos X en la galaxia, debido al proceso de acreción que desarrollan estas enanas blancas. Las densas pero pequeñas estrellas atraen gas de su compañera en el sistema binario, lo canalizan a través de un campo magnético que puede alcanzar hasta 107 Gauss, y lo alojan en acreción en columnas sobre sus polos. Al caer el gas sobre la enana blanca se produce una colisión en la cual se genera una conversión de la energía cinética del gas en energía térmica, ello produce sobre la superficie de la estrella un fenómeno de mancha caliente o tipo solar que emite energía a altas temperaturas, de alrededor de 107K, y también radiación en forma cyclotrónica.

Ilustración Enana blanca magnética

A la fecha, se han descubierto dos estrellas enanas blancas con las características energéticas descritas, pero se identifican en la galaxia cerca de cuarenta lugares con fuentes de emisión de este tipo de rayos X, llamadas fuentes AM Herculis. Estas fuentes se encuentran ubicadas sólo a unos cientos de años luz de la Tierra y constituyen un laboratorio ideal para el estudio de los procesos de emisión de plasma caliente (T= 108) en la presencia de campos magnéticos fuertes.

En la medida que se intenta hacer descripciones sobre los distintos fenómenos que la humanidad va descubriendo sobre las características que nos muestran las estrellas, emerge la idea de que son éstas las que hacen interesante el universo. Pensemos que la energía del Sol hace posible la vida en la Tierra, y que probablemente toda la vida en el universo es energizada por estrellas. A excepción del hidrógeno y del helio, todo los demás elementos químicos que reconocemos provienen de los procesos de reacciones nucleares que se generan en las estrellas. Cada vez que muere una estrella, los elementos que ella acumulaba son eyectados hacia el espacio y pueden incorporarse en nuevas estrellas, planetas, etc. Paciente lector, piense que todo lo que se encuentra en su entorno, Ud. mismo, sus compañeros, sus familiares, y también yo, estamos unidos por un origen común gracias a las estrellas.


Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_05.htm

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

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