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En ésta semana, dejaremos de viajar por el Universo, y, dedicaremos el tiempo a leer sobre cómo se generan, viven y mueren las estrellas.
Comenzaremos viendo en forma particular el funcionamiento de nuestro Sol.
Las estrellas se forman cuando un tipo particular de nube interestelar gigante, llamado nube molecular, comienza a colapsarse debido a su propia gravedad y se rompe en decenas o cientos de pequeñas nubecillas llamadas clumps. De nuevo, por su propia gravedad cada clump comienza a atraer más y más materia de sus alrededores.
La adición y choque de estos fragmentos nuevos hace que la nube comience a girar más y más rápido, de tal forma que se achata en un disco protoestelar debido a la conservación del momento angular.
En la región central se encuentra la protoestrella, que seguirá atrayendo más materia y reduciendo su tamaño.
Así, su temperatura y densidad van aumentando. Las temperaturas más típicas de las protoestrella van desde 100 grados Kelvin a 10 000 grados Kelvin, por lo que la mayor parte de su emisión es en el infrarrojo.
Para una estrella como nuestro sol, el tiempo que tarda en colapsar hasta este estadio partiendo de una nube molécula es de unos 100 000 años – que es una pequeñísima parte de los 10 000 millones de años va a vivir.
La imagen siguiente muestra una fotografía del Hubble de protoestrellas en la Nebulosa de Orión (región de las “3 Marías” ver https://03442.com.ar/2021/03/columna-de-astronomia-leyenda-de-la-cruz-del-sur-y-las-tres-marias/ ):
Finalmente el disco termina disipándose, dejando los planetas y otros pequeños cuerpos (como asteroides, cometas, planetas enanos…), en el centro, la protoestrella seguirá encogiéndose hasta alcanzar una temperatura de unos 10 millones de grados Kelvin, donde puede dar comienzo la fusión del Hidrógeno. La estrella ya ha nacido.
Puede ser intuitivo pensar que una estrella poco masiva tardará menos tiempo en formarse que una estrella mayor, ya que la primera tiene menos materia que compactar. Pero la realidad es justo al contrario: las estrellas más masivas crecen mucho más rápido. Esto es así ya que cuanto mayor masa tiene la protoestrella mayor es la fuerza gravitatoria que compacta en el centro todo el material y tarda menos tiempo en alcanzar la temperatura para que comience la fusión del hidrógeno. Mientras que una estrella como nuestro Sol tarda decenas de millones de años, una estrella de 5 masas solares se forma en menos de un millón de años y una de 15 masas solares tan solo tarda varios cientos miles de años. Y por el otro lado, ¡una estrella de 0,5 masas solares necesita más de cien millones de años hasta que se forma completamente!
Cuando comienza la fusión del Hidrógeno en una estrella se dice que la estrella ha entrado en la Secuencia Principal. Esta es la etapa de mayor duración en la vida de una estrella.
Pero.. ¿qué es la fusión del Hidrógeno? Durante este proceso, la estrella fusiona Hidrógeno de una manera muy estable hasta formar Helio en su núcleo. Concretamente, cuatro átomos de Hidrógeno (cada uno con un protón) se fusionan para dar lugar a dos átomos de Helio (cada uno con dos protones y dos neutrones).
Pero si comparamos las masas de los cuatro nucleos de Helio, esta es menor que la masa de los cuatro protones. ¿Dónde está la masa que falta? Pues esta se ha convertido en energía, y ha salido del núcleo de la estrella emitida en forma de radiación y de luz.
La energía emitida por la fusión del hidrógeno hace que la estrella se expanda, evitando que autocolapse debido a su propia gravedad. Este balance se denomina equilibrio hidrostático. Y siempre que se mantenga este equilibrio la temperatura, la luminosidad y el tamaño de la estrella permanecerán constantes.
En el caso de nuestro Sol, en cada segundo que pasa, se convierten 100 000 000 000 000 (100 trillones) de toneladas de Hidŕogeno en 96 000 000 000 000 de toneladas de Helio, la diferencia resultante, es la luz, calor y radiaciones emitida por él.
El tiempo que una estrella permanece en la Secuencia Principal también depende de su masa. De nuevo, podemos creer en primera instancia que una estrella más masiva permanecerá más tiempo hasta que se le consuma todo el Hidrógeno.
Sin embargo, ya que su gravedad es mayor, necesitan más energía para mantener el equilibrio hidrostático. Y la consiguen a base de fusionar más cantidad de Hidrógeno.
Así mismo, las estrellas menos masivas pasarán más tiempo en la Secuencia Principal.
Nuestro Sol ha estado en la Secuencia Principal unos 5 000 millones de años, y permanecerá en ella otros 5 000 millones más, aproximadamente.
Las gigantes azules tienen vidas mucho más otras, siendo tan solo de unos pocos millones de años. Y las enanas rojas, las menos masivas de todas, pueden permanecer billones de años en la Secuencia Principal; ¡que es mucho más que la edad actual del Universo!
Las estrellas como nuestro Sol evolucionan lentamente y no tienen una muerte muy violenta:
– Cuando se acaba el Hidrógeno en su núcleo, el equilibrio hidrostático se rompe. La gravedad ahora es la fuerza más grande, y hace que la estrella comience a contraerse aumentando su temperatura y densidad. Debido a procesos convectivos las capas más externas se expanden, por lo que la estrella aumenta su tamaño y se convierte en una gigante roja. En éste punto, el Sol se expandirá hasta llegar a la órbita de Marte, es decir, pasará de tener unos 630 000 kilómetros de radio a 244 millones de kilómetros de radio !!!, los planetas rocosos: Mercurio, Venus, Tierra y Marte serán engullidos por la atmósfera superior del Sol !!.
– Finalmente, el núcleo alcanza las condiciones para comenzar a fusionar el helio en carbono. Pero ya no puede llevar a cabo más reacciones nucleares.
– La estrella será tan grande que las capas más exteriores terminarán escapando de la fuerza gravitacional del núcleo y se dispersarán por el espacio, enriqueciendo el medio interestelar con Helio, Carbono y algo de Oxígeno.
Por un corto período de tiempo (no más de un millón de años), este gas brilla ionizado por la energía emitida por su núcleo, y se conoce como nebulosa planetaria.
– Finalmente, sólo quedará el núcleo del Sol: una enana blanca, una cucharadita de su materia pesaría en la Tierra tanto como un elefante de 5,5 toneladas. Las enanas blancas tiene típicamente una centésima parte del radio solar, pero su masa es aproximadamente la misma.
La semana que viene, continuaremos con los otros tipos de estrellas.
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