15/10/09

las estrellas, misterios del cosmos...

Qué es una Estrella?
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La diferencia básica entre una estrella y un planeta, es que una estrella emite luz producida en su interior por 'combustión' nuclear, mientras que un planeta sólo brilla por la luz que pueda reflejar.

Estrella

Planeta
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Parece haber un enorme número de estrellas que son visibles al ojo desnudo desde un sitio realmente oscuro, pero de hecho, el ojo sólo puede ver alrededor de dos mil estrellas en el cielo en un determinado momento. Podemos ver la luz no-resuelta de muchas miles más cuando vemos la Vía Láctea, y la luz de la Galaxia de Andrómeda que es visible al ojo, proviene de miles de millones de estrellas.

Galaxia de Andromeda
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El Sol es nuestra propia estrella especial pero, entre las estrellas, es una estrella muy común. Hay estrellas mucho más brillantes, o más tenues, más calientes, o más frías que el Sol. Básicamente, sin embargo, todas las estrellas que podemos ver en el cielo son objetos similares al Sol.

El Sol (y cualquier otra estrella) es una gran bola de gases compactada por su propia gravedad. La fuerza de la gravedad está continuamente tratando de compactar al Sol hacia su centro, y si no hubiese otra fuerza contrarrestándola, el Sol colapsaría.


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Componentes del sol
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Hidrógeno 73,46%
Helio 24,85%
Oxígeno 0,77%
Carbono 0,29%
Hierro 0,16%
Neón 0,12%
Nitrógeno 0,09%
Silicio 0,07%
Magnesio 0,05%
Azufre 0,04%


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Cómo se originan las estrellas?
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Las estrellas se forman a partir de concentraciones en gigantescas nubes de gases. Estas se contraen debido a su propia atracción gravitatoria. A medida que la nube se encoge, pierde parte de la energía almacenada en ella como energía potencial gravitatoria. Ésta es convertida en calor, que en los primeros tiempos de la estrella embrionaria puede escapar fácilmente, y así la nube de gas permanece fría. Al aumentar la densidad de la nube, se hace más difícil la salida para el calor, y así el centro se calienta. Si la nube es lo suficientemente grande, el aumento de la temperatura es suficiente para que ocurran reacciones nucleares. Esto genera más calor, y la ocurre la 'combustión' de hidrogeno en helio, como en el Sol. Desde ese momento el objeto es una estrella.

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La temprana evolución de una estrella:
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En sus primeras etapas la estrella embriónica está todavía rodeada de los restos de la nube de gas original, de la que se formó. En esta etapa los restos de la nube toman la forma de un disco alrededor de la estrella. La radiación de la estrella gradualmente disipa este disco, posiblemente dejando atrás un sistema de objetos menores; planetas.


La Secuencia Principal:
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La estrella ahora se establece en un largo período de estabilidad, mientras el hidrógeno en su centro es convertido en helio, liberando una enorme cantidad de energía. Esta etapa es la llamada etapa de la secuencia principal, haciendo referencia al clásico diagrama de Hertsprung-Russell (vea la gráfica abajo). La mayoría de las estrellas están en una banda bien definida en el diagrama, y el único parámetro que determina sus lugares en la banda, es la masa de cada estrella.
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Mientras más masiva es una estrella, más rápidamente 'quema' su hidrógeno, y por lo tanto, mayor es su brillo, y es más grande y más caliente. La rápida conversión de hidrógeno en helio también implica que el hidrógeno se agota más pronto para las estrellas más masivas que para las de menor tamaño. Para una estrella como el Sol, la etapa en la secuencia principal dura cera de 10.000.000.000 años, mientras que una estrella 10 veces más masiva, será 10.000 veces más brillante, pero sólo durará 100.000.000 de años. Una estrella con un décimo de la masa del Sol solo tendrá 1/10.000 de su brillo, pero durará 1.000.000.000.000 años.
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Evolución después de la secuencia principal:
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No todas las estrellas evolucionan en la misma forma. Una vez más, es la masa de la estrella lo que determina cómo cambian.
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Estrellas de masa mediana: Las estrellas de masa similar al Sol, 'queman' hidrogeno en helio en sus centros durante la fase de la secuencia principal, pero eventualmente no queda hidrógeno en sus centros para proporcionar la requerida presión de radiación que balancee la gravedad. Por lo tanto, el centro de la estrella se contrae hasta que haya calor suficiente para convertir helio en carbono. El hidrógeno en una capa más externa continúa 'quemándose' en helio, pero las capas externas de la estrella deben expandirse. Esto hace que la estrella sea más brillante y fría, y que se convierta en una gigante roja.
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Durante la fase de gigante roja, una estrella con frecuencia pierde muchas de sus capas exteriores, que son aventadas por la radiación que viene de adentro. Eventualmente, en las estrellas más masivas del grupo, el carbono puede ser 'quemado' en elementos aún más masivos, pero eventualmente la generación de energía se agotará, y la estrella colapsará en una llamada 'enana blanca degenerada'.



Diagrama de Hertsprung-Russell

El diagrama de Hertsprung-Russell de las estrellas más cercanas y las más brillantes. El eje horizontal muestra la clase espectral y la temperatura; desde las estrellas más calientes a la izquierda, hasta las más frías a la derecha. El eje vertical muestra la luminosidad de las estrellas; con aquellas 10.000 veces más brillantes que el Sol, arriba, y aquellas con sólo 1/10.000 de su brillo, abajo.

Estrellas de pequeña masa: Nuestros conocimientos sobre la evolución de estas estrellas son puramente teóricos, porque sus secuencias principales duran más que la edad actual del universo, así que ninguna de las estrellas en este rango de masas ha evolucionado tanto!
Creemos que su evolución procederá como para las estrellas de masa mediana, a excepción de que la temperatura en su interior nunca se elevará lo suficiente como para que comience a 'quemarse' el helio. El hidrógeno continuará quemándose en una capa, pero eventualmente se agotará. La estrella entonces simplemente se hará más y más fría, terminando luego de unos 1.000.000.000.000 años como una 'enana negra'.
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Estrellas de gran masa: Hay muy pocas estrellas con masas mayores que cinco veces la masa del Sol, pero su evolución termina en una forma muy espectacular. Como se dice arriba, estas estrellas pasan por sus etapas de evolución muy rápidamente, comparadas con el Sol. Como las estrellas de masa mediana, ellas 'queman' todo el hidrógeno en sus centros y continúan con una capa que 'quema' hidrógeno, y helio 'quemándose' en sus centros. Se hacen más brillantes y frías en su exterior, y son llamadas supergigantes rojas. El 'quemar' carbono puede desarrollarse en sus centros, y un complejo conjunto de capas 'quemadoras' de elementos puede desarrollarse hacia el final de la vida de la estrella. Durante esta etapa, se producirán en la estrella muchos diferentes elementos químicos, y la temperatura central se aproximará a los 100.000.000° K.
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Para todos los elementos hasta el hierro, la adición de más nucleones a un núcleo produce energía, y así se produce una pequeña contribución al balance dentro de la estrella, entre la gravedad y la radiación. Añadir más nucleones al núcleo de hierro requiere energía, y así, una vez que el centro de una estrella consiste de hierro, no puede extraerse más energía. El centro de la estrella no puede resistir la fuerza de la gravedad, y una vez que comienza a contraerse, ocurrirá un rápido colapso.
Los protones y electrones se combinan para producir un centro compuesto de neutrones, y se libera una vasta cantidad de energía gravitatoria. Esta energía es suficiente para volar todas las partes exteriores de la estrella en una violenta explosión, y la estrella se convierte en una supernova. La luz de esta única estrella es entonces tan brillante como la de todas las otras 100.000.000.000 de estrellas en la galaxia. Durante esta fase explosiva, se forman todos los elementos con masas atómicas superiores a la del hierro y, junto con el resto de las regiones exteriores de la estrella, son volados al espacio interestelar. El núcleo central de neutrones queda como una estrella de neutrones, que podría ser un pulsar.
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Lo que es notable acerca de esto, es que las primeras estrellas estaban compuestas casi por completo de hidrógeno y helio, y no había oxígeno, nitrógeno, o hierro, ni ninguno de los otros elementos que son necesarios para la vida. Estos fueron todos producidos dentro de estrellas masivas, y fueron todos esparcidos en todo el espacio por tales eventos de supernovas. Nosotros estamos hechos de materiales que han sido procesados al menos una vez, y probablemente varias veces, dentro de estrellas.
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Qué es una Supernova?
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Las supernovas son vastas explosiones en las que estalla una estrella completa. Se ven más comúnmente en galaxias distantes, como 'nuevas' estrellas que aparecen cerca de la galaxia de la que son miembros. Son extremadamente brillantes, rivalizando, por unos pocos días, con la emisión de luz combinada de todo el resto de las estrellas en la galaxia.

Dado que la mayoría de las supernovas ocurren en muy distantes galaxias, son demasiado tenues, incluso para los grandes telescopios, como para poder estudiarlas en gran detalle. Ocasionalmente ocurren en galaxias cercanas, y entonces es posible un estudio detallado en muchas diferentes bandas de ondas.

Secuencia supernova
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La última supernova vista en nuestra galaxia, el sistema de la Vía Láctea, fue vista en 1604 por Kepler, el famoso astrónomo. La más brillante desde entonces fue la supernova 1987A, en la Gran Nube Magallánica, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. La más brillante supernova en el cielo norteño en 20 años fue la supernova 1993J, en la galaxia M81, que fue vista por primera vez el 26 de Marzo de 1993.


Kepler

Supernova 1993J
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Las supernovas se clasifican en dos tipos diferentes por sus distintas historias evolutivas. Las supernovas de Tipo I resultan de la transferencia de masa dentro de un sistema binario que consiste de una estrella enana blanca y una estrella gigante en evolución. Las supernovas de Tipo II son, en general, masivas estrellas individuales que llegan al fin de sus vidas en una forma muy espectacular.
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Primero discutiremos las supernovas de Tipo II, y entonces, brevemente, las de Tipo I.
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Por qué Ocurren las Supernovas de Tipo II?
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La estructura de todas las estrellas está determinada por la batalla entre la gravedad y la presión de radiación resultante de la generación interna de energía. En las etapas primitivas de la evolución de una estrella, la generación de energía en su centro proviene de la conversión de hidrógeno en helio. Para estrellas con masas de cerca de 10 veces la del Sol, esto continúa durante cerca de diez millones de años.
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Luego de este tiempo, todo el hidrógeno en el centro de tal estrella se agota, y el 'quemado' de hidrógeno sólo puede continuar en una capa alrededor del núcleo de helio. El núcleo se contrae bajo la gravedad, hasta que su temperatura es lo suficientemente alta como para que pueda ocurrir el 'quemado' del helio en carbono y oxígeno. La fase de 'quemado' del helio dura cerca de un millón de años, pero eventualmente el helio en el centro de la estrella se agota, y continúa, como el hidrógeno, 'quemándose' en una capa. El núcleo de nuevo se contrae, hasta que está suficientemente caliente como para la conversión de carbono en neón, sodio y magnesio. Esto dura por cerca de unos 10 mil años.
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Este patrón de agotamiento del núcleo, contracción, y 'quemado' de capas, se repite mientras el neón es convertido en oxígeno y magnesio (durante unos 12 años), el oxígeno se convierte en silicio y azufre (cerca de 4 años), y finalmente el silicio se convierte en hierro, en cerca de una semana.
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No puede obtenerse más energía por fusión una vez que el núcleo ha llegado al hierro, así que no hay presión de radiación para balancear la fuerza de la gravedad. El colapso ocurre cuando la masa de hierro alcanza 1,4 masas Solares. La compresión gravitacional calienta el núcleo hasta un punto en el que decae endotérmicamente en neutrones. El núcleo colapsa desde la mitad del diámetro de la Tierra hasta cerca de 100 Km en unas pocas décimas de segundo, y en cerca de un segundo se convierte en una estrella de neutrones de 10 Km de diámetro. Esto libera una enorme cantidad de energía potencial, principalmente en forma de neutrinos, que transportan cerca del 99% de la energía.
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Se produce una onda de choque que pasa, en dos horas, a través de las capas externas de la estrella, causando que ocurran reacciones de fusión. Estas forman los elementos pesados. En particular el silicio y el azufre, formados poco antes del colapso, se combinan para producir níquel y cobalto radioactivos, que son responsables por la forma de la curva de la luz luego de las primeras dos semanas.
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Cuando la onda de choque llega a la superficie de la estrella, la temperatura alcanza los 200.000 grados, y la estrella explota a cerca de 15.000 Km/seg. Esta envoltura en rápida expansión se ve como la veloz elevación inicial del brillo. Es más bien como una enorme bola de fuego que se expande rápidamente y se adelgaza, permitiendo ver la radiación de más adentro, cerca del centro de la estrella original. Subsecuentemente, la mayor parte de la luz proviene de la energía liberada por la descomposición radioactiva del cobalto y el níquel producidos durante la explosión.





Supernovas de Tipo I:
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Las supernovas del Tipo I son objetos aún más brillantes que aquellos del Tipo II. Aún cuando el mecanismo de la explosión es algo similar, la causa es muy diferente.
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El origen de una supernova del Tipo I es un antiguo, evolucionado sistema binario, en el que al menos un componente es una estrella enana blanca.
Las enanas blancas son muy pequeñas y compactas estrellas que han colapsado hasta un tamaño cercano a un décimo del tamaño del Sol. Ellas representan la etapa evolutiva final de todas las estrellas de poca masa. Los electrones en una enana blanca están sujetos a restricciones de la mecánica cuántica (la materia se llama degenerada), y este estado sólo puede ser mantenido para masas estelares menores que cerca de 1,4 veces la del Sol.
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El par de estrellas pierde momento angular, hasta que están tan cercanas que la materia de la estrella compañera es transferida a un grueso disco alrededor de la enana blanca, y es gradualmente incorporada por la enana blanca.
La masa transferida desde la estrella gigante, aumenta la masa de la enana blanca hasta un valor significativamente mayor que el valor crítico, y como consecuencia de ello, toda la estrella colapsa, y la 'combustión' nuclear del carbón y el oxígeno en níquel, produce suficiente energía como para volar la estrella en pedazos. La energía liberada subsecuentemente es, como en el caso del Tipo II, proveniente de la descomposición radioactiva del níquel, a través del cobalto, en hierro.



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Después de la Explosión:

La evolución de la supernova después de la explosión, es una en la cual el material eyectado continúa expandiéndose en una capa alrededor del sitio progenitor, mientras que, en las supernovas del Tipo II, la estrella de neutrones central permanece. El material eyectado continúa expandiéndose durante miles de años, hasta que choca con gases y nubes de polvo en el espacio interestelar circundante. Allí el gas eyectado se mezclará con el material interestelar, y eventualmente podrá ser incorporado a una nueva generación de estrellas.


El Origen de los Elementos:
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Las teorías del Big Bang han predicho exitosamente las abundancias de los elementos 'livianos'. Las primeras estrellas estaban compuestas de hidrógeno, helio, una muy pequeña cantidad de litio y berilio, y casi nada más. Algunas de estas estrellas se convirtieron en supernovas, y distribuyeron los elementos 'pesados', hechos en sus interiores, en el ambiente interestelar. Subsecuentes generaciones de estrellas han aumentado aún más la proporción de los elementos 'pesados', como el carbono,

Es un pensamiento desembriagante, el de que todos los elementos pesados que encontramos, fueron formados de esta manera, en el centro de estrellas, y que sin tales violentas explosiones, nosotros no existiríamos.

1 comentario:

l.e.linsay dijo...

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