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Ha nacido una estrella

Aprovechando la feria del libro de Madrid, y que un amigo iba para allá (al que también le agradezco el apoyo, gracias Mastroiani) le pedí que me comprara el libro de Stephen W. Hawking titulado: “Historia del Tiempo: Del Big Bang a los agujeros negros”, de Alianza Editorial. Libro de divulgación que recomiendo a todos los amantes del tema espacio/tiempo.

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Empecemos por el principio, ¿cómo se forman las estrellas?.

Una estrella nace cuando una nube llamada “nebulosa” formada por partículas de polvo y gran cantidad de gas relativamente frío, principalmente hidrógeno (H), comienza a colapsar (es decir, contraerse o disminuir intensamente) sobre sí mismo debido a la atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencias y a mayores velocidades: el gas se calienta y con el tiempo estará tan caliente(1.000.000C) que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio (He). Estas reacciones nucleares junto con otras menos importantes, es lo que se conoce como nucleosíntesis estelar.

El calor desprendido por la reacción, que es como una explosión controlada de una bomba de hidrógeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional también aumenta la presión del gas hasta que ésta es suficiente para equilibrar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse.

Ciclo de vida de una estrella

Ciclo de vida de una estrella

La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y, por tanto, más densa.

Gigante roja

WOH G64 es una estrella Super-Gigante roja en la Gran Nube de Magallanes

Las estrellas permanecerán estables en esta forma por un largo periodo, con el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracción gravitatorias. Finalmente, sin embargo, la estrella consumirá todo el hidrógeno y los otros combustibles nucleares(Litio (Li) y otros materiales ligeros que forman el cuerpo de la estrella.

Paradójicamente, cuanto más combustible posee una estrella, más pronto se le acaba. Esto se debe a que cuanto más masiva es la estrella, más caliente tiene que estar para contrarrestar la atracción gravitatoria, y, cuanto más caliente está, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro Sol, por ejemplo, ha vivido ya unos 5.000 millones de años y tiene probablemente suficiente combustible para otros tantos más aproximadamente. Entonces crecerá para hacerse una estrella del tipo gigante roja. Más tarde, en la una etapa avanzada de la vida del sol, echará sus capas exteriores. El núcleo restante se colapsará para hacerse un objeto llamado enana blanca que lentamente se difuminará. El sol se convertirá en su última fase, en un objeto débil y frío a veces llamado enana negra.

Las estrellas más masivas pueden gastar todo su combustible en tan sólo 100 millones de años, mucho menos que la edad del Universo. Cuando una estrella se queda sin combustible, -¡¡ningún combustible dura para siempre!!- empieza a enfriase y por lo tanto a contraerse, debido a la atracción gravitatoria. Cuando las estrellas están a punto de morir, cambian mucho y de forma espectacular.

La desaparición estelar más extravagante de todas es la supernova por colapso de núcleo, uno de los fenómenos más energéticos del universo. La mayoría de las estrellas, las verdaderamente masivas, empiezan consumiendo hidrógeno y creando helio. Se alimentan con energía nuclear, pero no fisión, sino, fusión. cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se funden en un núcleo de helio a temperaturas extraordinariamente altas y esto genera calor. Cuando las estrellas se quedan sin hidrógeno sus núcleos se contraen, lo que eleva la temperatura lo suficiente para que puedan empezar a fusionar helio en carbono(C). Las estrellas que son más de diez veces mayores que la del Sol tras consumir carbono pasan al oxígeno(O), luego al neón(Ne), al silicio(Si) y finalmente forman un núcleo de hierro(Fe).

Supernova

Supernova Real. NASA.

Se llega al final del camino cuando la fusión del silicio produce hierro, cuyo núcleo es el más estable de todos los elementos de la tabla periódica. La fusión del hierro para producir núcleos todavía más pesados no genera energía, sino que la consume, por lo que el horno de producción de energia se detiene aquí. El núcleo crece rápidamente a medida que la estrella produce cada vez más hierro.

Cuando el núcleo alcanza aproximadamente 1.44 masas solares, llega a una especie de límite mágico, conocido como límite de Chandrasekhar. El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella fría estable. Estas estrellas frías estables son las denominadas enanas blancas. El 90% de las estrellas son enanas blancas o rojas.

Enana blanca

Enana blanca

Si se supera ese límite, la presión en el núcleo no puede contrarrestar la que ejerce la gravedad y el núcleo se colapsa en sí mismo, provocando la explosión de una supernova.

El núcleo se colapsa en milisegundos y la materia que cae sobre él -a velocidades de casi un cuarto de la velocidad de la luz- hace que la temperatura en su interior aumente hasta unos 100.000 millones de grados Kelvin, unas diez mil veces más que el núcleo del Sol.

Si una estrella solitaria tiene entre diez y veinticinco veces la masa del Sol (estrellas supermasivas), el colapso crea en su centro un nuevo tipo de objeto: una estrella de neutrones o púlsar. Las estrellas cuya masa está entre ocho y diez veces las del Sol también acaban convertidas en estrellas de neutrones, pero la evolución nuclear de su centro no es tan rápido como el anterior.

A la elevada densidad del núcleo en colapso, los electrones y los protones se fusionan. La carga negativa de un electrón individual anula con la carga positiva de un protón y se unen para dar lugar a un neutrón y un neutrino. Dejan de existir núcleos individuales, que desaparecen en una masa de lo que se conoce como materia degenerada de neutrones. Si este embrión de estrella de neutrones acumula más de unas tres veces la masa del Sol, lo que sucede si la masa de la estrella solitaria (llamada progenitora) supera unas veinticinco veces la masa del Sol, la gravedad se impone sobre la presión de de degeneración de los neutrones y se genera un Agujero Negro.

En un agujero negro, la gravedad es tan fuerte que ninguna radiación es capaz de escapar: ni la luz, ni los Rayos X, ni los rayos gamma, ni los neutrinos, nada de nada…La linea divisoria entre las “progenitoras” que forman estrellas de neutrones y las que dan lugar a agujeros negros no está muy definida; depende de muchas otras variables, no sólo de la masa, como por ejemplo, la rotación estelar. Pero bueno,..esto de los agujeros negros da para mucho,..así que para otro día haré otra entrada sobre ello.

Y ya termino, recomendando una aplicación de móvil llamada “Google Sky Map” que también me descubrió Maribel y que creo que es muy interesante si queréis saber en todo momento la localización de alguna estrella o constelación:

https://play.google.com/store/apps/details?id=com.google.android.stardroid&hl=es

¡¡¡Espero que os guste!!!.

Referencias:

* “Por amor a la física”, Walter Lewing con Warren Goldstein. De Bolsillo.

* “Historia del Tiempo: Del Big Bang a los agujeros negros”, Stephen W. Hawking. Alianza Editorial.

* http://www.astromia.com/universo/evolestrellas.htm

* http://es.slideshare.net/bioblogg/ciclo-de-vida-de-una-estrella

* http://www.geologia.unam.mx/igl/index.php/difusion-y-divulgacion/temas-selectos/573-la-nucleosintesis

* http://www.iem.csic.es/semanaciencia/semanaciencia11/semciencia11-Herrero.pdf

* http://www.nationalgeographic.es/ciencia/espacio/enanas-blancas

* http://principiatechnologica.com/2013/03/26/la-formacion-estelar-y-el-limite-de-colapso-limite-de-chandrasekhar/

* http://www.taringa.net/zGamer/mi/bC0RK

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Publicado por en 27/06/2015 en Ciencia

 

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