El ciclo de las estrellas.
Las vidas
de las estrellas.
Para comenzar a hablar sobre las vidas de las
estrellas, sobre cómo es el ciclo de sus vidas, debemos saber cuáles son las
ecuaciones y condiciones que gobiernan o regulan el interior de las mismas.
Antes que nada, se deben realizar las siguientes suposiciones, solo válidas en
una primera aproximación: (i) Todas las estrellas presentan simetría esférica,
(ii) no sufren la presencia de fuerzas externas, y los efectos producidos por
los campos magnéticos y/o de la rotación son despreciables, (iii) la
composición química inicial es uniforme en toda la esfera, y (iv) se encuentran
en estado estacionario, es decir que los cambios que en ellas se producen son
muy lentos.
Hechas estas suposiciones, hay cinco ecuaciones
fundamentales que regulan los interiores estelares:
-
La ecuación de equilibrio hidrostático, la cual indica que existe un balance
entre la gravedad que empuja hacia el centro (el peso de cada elemento de
volumen) y la presión de los gases (que empujan hacia afuera). Es decir, que
esta ecuación balancea la fuerza gravitatoria que hace que se contraiga la masa
con la fuerza de presión de los gases. Este balance es fundamental para que la
estrella se mantenga estable, es decir ni se contraiga ni se expanda.
-
La ecuación de conservación de la masa indica cómo la masa en el interior de la
estrella, que se encuentra a una cierta distancia, cambia con la distancia al
centro de la misma.
-
La ecuación de estado señala que el gas que compone la estrella se comporta
como un gas ideal.
-
La ecuación del equilibrio térmico muestra que la energía total que pierde la
estrella por unidad de tiempo es compensada por la energía nuclear generada por
unidad de tiempo en el interior de la estrella.
- La quinta
ecuación hace referencia a la manera en que se transporta la energía generada
en el centro de la estrella hacia su superficie. Si bien existen tres
mecanismos de transporte de energía: radiación, convección y conducción, el que
prevalece, en general, es el transporte radiativo. Este mecanismo permite que
la energía sea transmitida por fotones.
A
partir de estas ecuaciones se puede obtener la denominada “relación
masa-luminosidad”, la cual indica que la luminosidad de una estrella es
directamente proporcional al cubo de su masa. Sumado a esto, el enunciado de
Vogt-Russell establece que son la masa y la composición química de una estrella
las que determinan su radio, luminosidad y estructura interna, como así también
su evolución posterior. Es decir que la masa, en primer lugar, y la composición
química en menor medida, son las que determinan el resto de las propiedades
estelares.
Para
referirnos al ciclo de las estrellas, debemos comenzar mencionando cómo nacen
las mismas, y qué es lo que las lleva a convertirse en estrellas. Las estrellas
nacen de enormes nubes moleculares de muy baja temperatura (por lo que abundan
las moléculas) que se encuentran en el medio interestelar, junto con H y He.
Por alguna razón ésta se comienza a comprimir en una zona en particular,
formando un centro de condensación de gas y polvo, hacia el cual colapsan las
porciones circundantes de la nube molecular. De esta manera se genera un objeto
denso llamado protoestrella. La protoestrella continúa contrayéndose y la
energía potencial gravitatoria se convierte en energía térmica, hasta que la
temperatura en el interior es tan alta que da comienzo a la fusión nuclear; la
presión y la temperatura en el interior estelar se estabilizan y se detiene la
contracción gravitatoria. Ha nacido una estrella. A veces, la masa inicial no
es la suficientemente alta, y estamos en presencia de una estrella fallida,
denominada “enana marrón” (o enana café), con masas que oscilan entre las 10 y
las 80 masas de Júpiter, es decir con masas entre 0.01 y 0.08 masas solares,
aproximadamente.
Las
estrellas pasarán la mayor parte de su vida, sea larga o corta, en un estado de
equilibrio termonuclear, fusionando el H de sus núcleos en He. El proceso por
el cual harán esta transformación, dependerá de la temperatura que tengan en
sus núcleos. De esta manera, la composición química del centro de la estrella
irá cambiando muy lentamente, lo que implica un cambio en la estructura
estelar. Para una estrella como el Sol, su tiempo en este estadio, denominado
“secuencia principal” (en el Diagrama de Hertzprung-Russell, ver figura) es de
alrededor de 10.000 millones de años, en tanto que para una estrella con una
masa de un tercio de la solar será de 100.000 millones de años, y para una
estrella 15 veces más masiva que el Sol será de solo un millón de años. Es
decir que dependerá de su masa inicial: las más masivas evolucionarán más
rápido, en tanto que las menos masivas lo harán más lento. Y de ésta dependerá
cómo será su posterior evolución.
Diagrama
Hertzprung-Russell.
Las
estrellas de baja masa, es decir con masas inferiores a ~ 5-8 masas solares,
como es el caso de nuestro Sol, comenzarán a acumular He en su núcleo, que por
ser más pesado, se contrae aún más, en tanto que las regiones exteriores se
comienzan a expandir, aumentando así su tamaño y su luminosidad, aunque la
temperatura de las capas exteriores disminuye, debido a que se encuentran
alejadas del centro. De esta manera, la estrella se ha convertido en una
“gigante roja”. Para estrellas de masas superiores a las indicadas, sus tamaños
y luminosidades serán aún mayores, por lo que se convertirán en “supergigantes
rojas”. Una vez que el núcleo ha fusionado aproximadamente la mitad de H en He,
el núcleo, ahora de He, se contrae aumentado su temperatura, fusionando
partículas aún más pesadas, tal como el He en Be, y luego en C. Este proceso se
denomina: “proceso triple alfa”. Así la estrella se podría comparar con una
cebolla, ya que en cada capa van apareciendo diferentes elementos químicos.
Una
vez que el He de su núcleo se ha agotado, el núcleo estelar, ahora más pesado,
se contraerá, por lo que aumentará la temperatura. Iniciando nuevamente la
fusión del H en las capas subsiguientes. Por este motivo, las regiones externas
volverán a expandirse, disminuyendo nuevamente la temperatura en las capas
superiores. Este proceso puede continuar de acuerdo a la temperatura, para
obtener elementos químicos cada vez más pesados, como el Al, Si, etc. De esta
manera, se puede pensar una estrella con un núcleo muy pesado, en la que en
cada capa se están generando nuevos elementos. En el caso de estrellas de baja
masa, el núcleo de C no se puede transformar en elementos más pesados, por lo
que el núcleo se contraerá rápidamente, y aumenta la temperatura que le
permitirá al He que rodea al núcleo, fusionarse en elementos más pesados. Las
capas externas se expanden y enfrían, por lo que ahora la estrella consta de
dos partes, por un lado, un pequeño núcleo extremadamente denso de C,
denominado “enana blanca”, y por el otro, una envolvente que tiene el tamaño
del Sistema Solar, la denominada “nebulosa planetaria”. Vale aclarar que las
nebulosas planetarias deben su nombre a que cuando fueran descubiertas con los
instrumentos que había disponibles, presentaban una apariencia borrosa, tal
como la de Urano.
Una
enana blanca brilla solo por su elevada temperatura. A medida que se enfría, su
tamaño no cambia significativamente, simplemente se hace cada vez más débil y
finalmente cesa de brillar, transformándose en lo que se denomina una “enana
negra”, aún un objeto teórico. Las enanas blancas presentan radios muy
similares al de la Tierra y masas del orden de la mitad de la masa solar, es
decir una masa del orden de 150.000 masas de la Tierra, contenida en el mismo
radio, por lo que son objetos extremadamente densos. El motivo por el cual
existen densidades tan elevadas en las enanas blancas se debe a que toda la
energía nuclear ha sido consumida y la estrella se contrae gravitacionalmente
hasta que la presión del gas degenerado de electrones la detiene. Existe un límite
de masa más allá del cual no pueden existir enanas blancas estables. Dicha masa
límite es conocida como “límite de Chandrasekhar”, que es aproximadamente 1.4
masas solares. Si la masa de la estrella central es mayor que 1.4 masas
solares, entonces se producirá un colapso del núcleo que liberará una enorme
cantidad de energía. Este fenómeno de explosión y eyección de materia se
denomina “supernova”. Durante este colapso se producen numerosos elementos
pesados que son liberados al medio interestelar, enriqueciéndolo. Durante el
fenómeno de supernova, la radiación emitida es tan grande que el brillo de la
estrella puede ser del orden de la galaxia que la alberga. La estrella central
se transformará en una “estrella de neutrones”, en tanto que si el remanente es
mayor a 4 masas solares, se formará “agujero negro”. Hay dos capítulos
dedicados a estos dos particulares objetos.
Hace
más de cuatro siglos que no se observa una supernova en nuestra Galaxia, aunque
sí en otras galaxias. Las supernovas producen destellos de luz muy intensos que
pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido
aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en
brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente. Vale
mencionar dos casos particulares relacionados con este fenómeno: por un lado el
registro de la supernova que se observara en la Nube Mayor de Magallanes
(1987A), que los conocedores, pudieron registrarla a simple vista
prácticamente, permitiendo tener un registro preciso de este fenómeno desde su
comienzo, y por otro lado, el estudio de supernovas realizada en Chile entre
los años 1989 y 1996 (Proyecto Calán-Tololo – C&T) que permitiera
contribuir a determinar la expansión acelerada del Universo. Respecto a nuestra
Galaxia, se espera que en los próximos años (en uno o 1000 más) se pueda
disfrutar de una supernova. Todos los ojos están puestos en Betelgeuse y en
Eta-Carinae… ¿Lo veremos?
La
última línea de esta contribución va dedicada a Carl Sagan, mi primer Maestro
Astronómico, gracias a quien pude descubrir el firmamento y saber que estaba a
mi alcance1.
Notas:
1 Nota de los coordinadores. Texto maravilloso de Andrea en
el libro CIENCIA, y yo quiero ser
científico!!! Este texto se titula “Y yo quiero ser… Astrónoma
Observacional” y está disponible:
https://yoquierosercientifico.blogspot.com/2018/01/yo-quiero-ser-astronoma-observacional.html
https://yoquierosercientifico.blogspot.com/2018/01/yo-quiero-ser-astronoma-observacional.html
Andrea Verónica
Ahumada.
Doctora
en Astronomía.
Universidad
Nacional de Córdoba, Argentina.
Consejo Nacional de
Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET).
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