Contenido
- La formación de una Protostar
- La chispa termonuclear de la vida
- Ciclo de vida de la pequeña estrella: secuencia principal
- Secuencia Post-Principal - Los Años Dorados
- Las estrellas del tamaño del sol se expanden para convertirse en nebulosas planetarias
- Lo que queda es una enana blanca
- La masa afecta el ciclo de vida
Las estrellas realmente nacen del polvo de estrellas, y como las estrellas son las fábricas que producen todos los elementos pesados, nuestro mundo y todo lo que contiene también proviene del polvo de estrellas.
Las nubes, que consisten principalmente en moléculas de gas hidrógeno, flotan en la inimaginable frialdad del espacio hasta que la gravedad los obliga a colapsar sobre sí mismos y formar estrellas.
Todas las estrellas son iguales, pero como las personas, vienen en muchas variaciones. El principal determinante de las características de una estrella es la cantidad de polvo de estrellas involucrado en su formación.
Algunas estrellas son muy grandes y tienen vidas cortas y espectaculares, mientras que otras son tan pequeñas que apenas tenían suficiente masa para convertirse en una estrella, y estas tienen vidas extremadamente largas. El ciclo de vida de una estrella, como explican la NASA y otras autoridades espaciales, depende en gran medida de la masa.
Las estrellas aproximadamente del tamaño de nuestro sol se consideran estrellas pequeñas, pero no son tan pequeñas como las enanas rojas, que tienen una masa aproximadamente la mitad de la del sol y están tan cerca de ser eternas como una estrella puede llegar a ser.
El ciclo de vida de una estrella de baja masa como el sol, que se clasifica como una estrella de secuencia principal de tipo G (o una enana amarilla), dura aproximadamente 10 mil millones de años. Aunque las estrellas de este tamaño no se convierten en supernovas, terminan sus vidas de manera dramática.
La formación de una Protostar
La gravedad, esa fuerza misteriosa que mantiene nuestros pies pegados al suelo y los planetas girando en sus órbitas, es responsable de la formación de estrellas. Dentro de las nubes de gas y polvo interestelar que flotan alrededor del universo, la gravedad fusiona las moléculas en pequeños grupos, que se liberan de sus nubes progenitoras para convertirse en protostars. A veces, el colapso es precipitado por un evento cósmico, como una supernova.
En virtud de su mayor masa, los protostars pueden atraer más polvo de estrellas. La conservación del momento hace que la materia colapsada forme un disco giratorio, y la temperatura aumenta debido al aumento de la presión y la energía cinética liberada por las moléculas de gas atraídas hacia el centro.
Se cree que existen varios protostars en la Nebulosa de Orión, entre otros lugares. Los muy jóvenes son demasiado difusos para ser visibles, pero eventualmente se vuelven opacos a medida que se unen. Mientras esto sucede, la acumulación de materia atrapa la radiación infrarroja en el núcleo, lo que aumenta aún más la temperatura y la presión, evitando que más materia caiga en el núcleo.
Sin embargo, la envoltura de la estrella continúa atrayendo materia y creciendo hasta que ocurre algo increíble.
La chispa termonuclear de la vida
Es difícil creer que la gravedad, que es una fuerza relativamente débil, pueda precipitar una cadena de eventos que conduzca a una reacción termonuclear, pero eso es lo que sucede. A medida que el protostar continúa acumulando materia, la presión en el núcleo se vuelve tan intensa que el hidrógeno comienza a fusionarse en helio, y el protostar se convierte en una estrella.
El advenimiento de la actividad termonuclear crea un viento intenso que pulsa desde la estrella a lo largo del eje de rotación. Este viento expulsa el material que circula alrededor del perímetro de la estrella. Esta es la fase T-Tauri de la formación de estrellas, que se caracteriza por una actividad superficial vigorosa, que incluye erupciones y erupciones. La estrella puede perder hasta el 50 por ciento de su masa durante esta fase, que para una estrella del tamaño del sol, dura unos pocos millones de años.
Finalmente, el material alrededor del perímetro de las estrellas comienza a disiparse, y lo que queda se fusiona en planetas. El viento solar disminuye, y la estrella se instala en un período de estabilidad en la secuencia principal. Durante este período, la fuerza hacia el exterior generada por la reacción de fusión del hidrógeno al helio que ocurre en el núcleo equilibra el tirón hacia adentro de la gravedad, y la estrella no pierde ni gana materia.
Ciclo de vida de la pequeña estrella: secuencia principal
La mayoría de las estrellas en el cielo nocturno son estrellas de secuencia principal, porque este período es el más largo en la vida de cualquier estrella. Mientras se encuentra en la secuencia principal, una estrella fusiona hidrógeno en helio, y continúa haciéndolo hasta que se agota su combustible de hidrógeno.
La reacción de fusión ocurre más rápidamente en las estrellas masivas que en las más pequeñas, por lo que las estrellas masivas se calientan más, con una luz blanca o azul, y se queman por un tiempo más corto. Mientras que una estrella del tamaño del sol durará 10 mil millones de años, un gigante azul supermasivo solo podría durar 20 millones.
En general, dos tipos de reacciones termonucleares ocurren en estrellas de secuencia principal, pero en estrellas más pequeñas, como el sol, solo ocurre un tipo: la cadena protón-protón.
Los protones son núcleos de hidrógeno, y en un núcleo de estrellas, viajan lo suficientemente rápido como para superar la repulsión electrostática y colisionar para formar núcleos de helio-2, liberando un v-neutrino y un positrón en el proceso. Cuando otro protón colisiona con un helio-2 recién formado núcleo, se fusionan en helio-3 y liberan un fotón gamma. Finalmente, dos núcleos de helio-3 colisionan para crear un núcleo de helio-4 y dos protones más, que continúan para continuar la reacción en cadena, por lo que, en general, la reacción protón-protón consume cuatro protones.
Una subcadena que ocurre dentro de la reacción principal produce berilio-7 y litio-7, pero estos son elementos de transición que se combinan, después de la colisión con un positrón, para crear dos núcleos de helio-4. Otra subcadena produce berilio-8, que es inestable y se divide espontáneamente en dos núcleos de helio-4. Estos subprocesos representan aproximadamente el 15 por ciento de la producción total de energía.
Secuencia Post-Principal - Los Años Dorados
Los años dorados en el ciclo de vida de un ser humano son aquellos en los que la energía comienza a disminuir, y lo mismo es cierto para una estrella. Los años dorados para una estrella de baja masa ocurren cuando la estrella ha consumido todo el combustible de hidrógeno en su núcleo, y este período también se conoce como secuencia post-principal. La reacción de fusión en el núcleo cesa, y la capa exterior de helio se colapsa, creando energía térmica a medida que la energía potencial en la capa colapsante se convierte en energía cinética.
El calor adicional hace que el hidrógeno en la cubierta comience a fusionarse nuevamente, pero esta vez, la reacción produce más calor que cuando se produjo solo en el núcleo.
La fusión de la capa de caparazón de hidrógeno empuja los bordes de la estrella hacia afuera, y la atmósfera exterior se expande y se enfría, convirtiendo la estrella en un gigante rojo. Cuando esto le suceda al sol en aproximadamente 5 mil millones de años, se expandirá la mitad de la distancia a la Tierra.
La expansión se acompaña de un aumento de las temperaturas en el núcleo a medida que las reacciones de fusión de hidrógeno que se producen en la cubierta arrojan más helio. Se calienta tanto que la fusión de helio comienza en el núcleo, produciendo berilio, carbono y oxígeno, y una vez que esta reacción (llamada flash de helio) comienza, se propaga rápidamente.
Después de que se agota el helio en el caparazón, el núcleo de una pequeña estrella no puede generar suficiente calor para fusionar los elementos más pesados que se han creado, y el caparazón que rodea el núcleo se colapsa nuevamente. Este colapso genera una cantidad significativa de calor, suficiente para comenzar la fusión de helio en la cubierta, y la nueva reacción comienza un nuevo período de expansión durante el cual el radio de las estrellas aumenta hasta 100 veces su radio original.
Cuando nuestro sol alcance esta etapa, se expandirá más allá de la órbita de Marte.
Las estrellas del tamaño del sol se expanden para convertirse en nebulosas planetarias
Cualquier historia del ciclo de vida de una estrella para niños debe incluir una explicación de las nebulosas planetarias, porque son algunos de los fenómenos más sorprendentes del universo. El término nebulosa planetaria es un nombre inapropiado, porque no tiene nada que ver con los planetas.
Es el fenómeno responsable de las imágenes dramáticas del Ojo de Dios (la Nebulosa Helix) y otras imágenes similares que pueblan Internet. Lejos de ser de naturaleza planetaria, una nebulosa planetaria es la firma de una pequeña desaparición de estrellas.
A medida que la estrella se expande en su segunda fase gigante roja, el núcleo colapsa simultáneamente en una enana blanca supercaliente, que es un remanente denso que tiene la mayor parte de la masa de la estrella original empaquetada en una esfera del tamaño de la Tierra. La enana blanca emite radiación ultravioleta que ioniza el gas en la capa expansiva, produciendo colores y formas espectaculares.
Lo que queda es una enana blanca
Las nebulosas planetarias no son duraderas, se disipan en unos 20,000 años. La estrella enana blanca que permanece después de que una nebulosa planetaria se ha disipado, sin embargo, es muy duradera. Básicamente es una masa de carbono y oxígeno mezclada con electrones que están tan apretados que se dice que están degenerados. De acuerdo con las leyes de la mecánica cuántica, no pueden comprimirse más. La estrella es un millón de veces más densa que el agua.
No se producen reacciones de fusión dentro de una enana blanca, pero permanece caliente en virtud de su pequeña superficie, lo que limita la cantidad de energía que irradia. Eventualmente se enfriará para convertirse en una masa negra e inerte de carbono y electrones degenerados, pero esto llevará de 10 a 100 mil millones de años. El universo no tiene la edad suficiente para que esto haya ocurrido todavía.
La masa afecta el ciclo de vida
Una estrella del tamaño del sol se convertirá en una enana blanca cuando consuma su combustible de hidrógeno, pero una con una masa en su núcleo de 1.4 veces el tamaño del sol experimenta un destino diferente.
Las estrellas con esta masa, conocida como el límite de Chandrasekhar, continúan colapsándose, porque la fuerza de la gravitación es suficiente para superar la resistencia externa de la degeneración de electrones. En lugar de convertirse en enanas blancas, se convierten en estrellas de neutrones.
Dado que el límite de masa de Chandrasekhar se aplica al núcleo después de que la estrella ha irradiado gran parte de su masa, y dado que la masa perdida es considerable, la estrella debe tener aproximadamente ocho veces la masa del sol antes de entrar en la fase gigante roja para convertirse en una estrella neutrón.
Las estrellas enanas rojas son aquellas con una masa de entre la mitad y las tres cuartas partes de una masa solar. Son las estrellas más geniales y no acumulan tanto helio en sus núcleos. En consecuencia, no se expanden para convertirse en gigantes rojas cuando han agotado su combustible nuclear. En cambio, se contraen directamente en enanas blancas sin la producción de una nebulosa planetaria. Sin embargo, debido a que estas estrellas arden tan lentamente, pasará mucho tiempo, quizás hasta 100 mil millones de años, antes de que una de ellas se someta a este proceso.
Las estrellas con una masa de menos de 0.5 masas solares se conocen como enanas marrones. No son realmente estrellas en absoluto, porque cuando se formaron, no tenían suficiente masa para iniciar la fusión de hidrógeno. Las fuerzas de gravedad de compresión generan suficiente energía para que tales estrellas irradien, pero es con una luz apenas perceptible en el extremo rojo del espectro.
Debido a que no hay consumo de combustible, no hay nada que evite que una estrella así permanezca exactamente como es mientras dure el universo. Podría haber uno o muchos de ellos en las inmediaciones del sistema solar, y debido a que brillan tan débilmente, nunca se sabe que estaban allí.