experimentemos

Una biografía de las estrellas

Posted on: junio 10, 2010


Son grandes bolas de gas, principalmente de Hidrogeno y Helio, que emiten energía desde su interior por reacciones termonucleares que se producen por la enorme presión y temperatura de su núcleo. En ellas los átomos de H se fusionan formando átomos de He liberándose energía . Estas reacciones mantienen un equilibrio con la fuerza gravitatoria de la propia estrella, lo que hace que mantenga un volumen estable durante un tiempo, este depende de la cantidad de masa que contiene y el momento del ciclo en que se encuentre . La energía producida se propaga por las capas internas de la estrella y sale al exterior en forma de luz y calor. Normalmente están formadas externamente por un parte visible fotosfera, constituida por gases calientes y encima de ella una corona más difusa y corrientes de partículas, viento solar. En su estructura interna se observan corrientes de convección y una temperatura y densidad que aumentan progresivamente hacía el interior del núcleo.

Se forman a partir de nubes de gas y polvo denominadas nebulosas. Estas se colapsan bajo la fuerza atractiva de su propia gravedad , originando protoestrellas. Dentro de ellas aumenta tanto  la temperatura, superando los 15 millones de ºC, y la densidad que se inician reacciones nucleares, surgiendo una  estrella que genera su propia energía. Dependiendo de su masa se desarrollara una estrella masiva o pequeña.Las estrellas masivas  tienen una masa unas diez veces mayor a la del Sol. Debido a esto su temperatura en el núcleo es considerablemente mayor, por lo que queman el H nuclear más rápido, volviéndose más brillantes y expandiéndose, ya que la energía liberada supera temporalmente a la fuerza gravitatoria de la estrella convirtiéndose en una gigante roja (dura en torno a 10 7 años). Sin embargo conforme se va agotando el H la estrella empieza a contraerse, la energía liberada disminuye. Esta contracción hace que aumente la temperatura del núcleo, hasta un punto en el que empieza a consumirse el He produciendo C, es decir, se va elevando la temperatura permitiendo las reacciones entre metales pesados. De esta manera se restablece el equilibrio entre la energía liberada en las reacciones y la fuerza gravitatoria, y también se eyectan capas exteriores con los restos de los elementos consumidos anteriormente. Además se inicia una reacción, paralela al consumo de He del núcleo, en la capa exterior consumiéndose H. A partir de este momento la vida de la estrella se repite en el consumo de elementos cada vez más pesados en el núcleo dando lugar a sucesivas capas exteriores donde se queman materiales más ligeros, expansionándose sucesivamente y convirtiéndose en una supergigante roja (de unas 10 unidades solares) así se encuentran los elementos más ligeros en las capas exteriores y los más pesados (Ne, Mg, Na, Si, S, Fe) en las cercanas al núcleo. Asimismo conforme se consume un elemento más pesado este produce menos energía y se consume más rápidamente. Una vez formado el elemento Fe las reacciones dejan de ser exotérmicas, aquellas que liberan energía; para ser endotérmicas, las que necesitan energía para que se produzcan y paulatinamente se van acabando. Esto provoca que la resistencia a la fuerza gravitatoria de la estrella desaparezca y está empiece a contraerse, existe una 2ª oposición a esta fuerza, la presión generada por los electrones del núcleo de las estrellas, pero sólo lograrían frenarla si la masa de la estrella fuera de menos de 1.6 veces mayor que la del Sol, si es superior continua contrayéndose . Esto a su vez provoca que la temperatura y la presión del interior ascienda llegando a fotodesintegrarse, degradarse en elementos más livianos, los átomos de Fe nucleares. Llegados a este punto el núcleo se colapsa súbitamente y se comprime hasta alcanzar la densidad de un átomo. Debido a esta contracción se produce una gran explosión ( supernova) que libera una gran cantidad de energía y expulsa las partes exteriores de la estrella, en estas explosiones se forman el resto de elementos pesados. Finalmente tras ella se produce una estrella de neutrones si la masa de la estrella era relativamente pequeña, o un agujero negro si era mayor , en el que la atracción gravitatoria del núcleo impide que escape nada, ni siquiera la luz.

En las estrellas más pequeñas de entre 2 y 8 masas solares, el agotamiento de H producirá su expansión en gigante roja, al igual que las estrellas masivas, pero expulsará sus capas exteriores más “suavemente”, formando una nebulosa planetaria, esta se expansionará dejando  de ser visible. Asimismo el núcleo de la antigua estrella se convertirá en una enana blanca , es decir, su masa se concentrara en un volumen similar al de la Tierra, formando una densa masa en la que aunque no se producen reacciones, se mantiene caliente durante miles de millones de años. Finalmente pasado este tiempo se termina de enfriar convirtiéndose en una enana negra que no emite luz.

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