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Una estrella es una maravilla de la naturaleza. Se trata de una gran esfera de gas tan caliente que emite luz por sí misma. Normalmente cualquier gas -el que hay en la habitación, por ejemplo- no emite luz, pero si se llegara a calentar muchísimo -hasta unos cuantos miles de grados! -, empezaría a brillar. Es lo mismo que ocurre cuando se calienta un trozo de hierro hasta que se vuelve incandescente y brillante. Por lo tanto una estrella brilla porque está a muy alta temperatura. Su gas tan caliente llama plasma.
Una estrella está muy caliente para que el gas que la forma se ha comprimido, y al comprimirse se ha calentado. La fuerza de gravedad es la causa última de esta compresión ya que hace que todas las partículas del gas se atraigan mutuamente. Es una fuerza siempre atractiva.
Ahora bien, si una estrella tuviera que brillar debido sólo a la compresión y calentamiento de su gas, lo podría hacer sólo durante unos cuantos millones de años, pero no durante miles de millones de años como es el caso de nuestro Sol y de muchas otras estrellas. Hay una última razón que es la causante de esta enorme emisión de energía: justo en su centro, el gas está tan comprimido que la temperatura es altísima, llega a alcanzar los diez millones de grados. A esta enorme temperatura comienzan a tener lugar reacciones nucleares de fusión que producen energía en forma de luz, que mantiene la estrella muy caliente durante toda su vida.Mentre hay esta fuente de energía en el centro de la estrella, ésta se encuentra en un equilibrio casi perfecto, llamado equilibrio hidrostático. La fuerza atractiva de la gravedad queda compensada para que el gas caliente de la estrella ejerce una presión hacia fuera; que se puede imaginar debido a los choques entre las partículas, en continuo movimiento, debido a su temperatura. También las partículas de luz, los fotones, al salir de la estrella hacen una presión hacia el exterior, llamada presión de radiación. De esta manera la estrella se encuentra en equilibrio debido a estos dos factores que se igualan: la fuerza de gravedad que tiende a contraer la estrella y las presiones, tanto del gas como de la radiación, que tienden a expandir el estrella.
Así pues, puede definirse una estrella como una esfera de plasma, en equilibrio hidrostático, lo suficientemente masiva como para producir su propia energía a partir de reacciones nucleares.
Estructura de las estrellas
Una estrella típica se divide en tres partes: núcleo, manto y atmósfera.
El núcleo es la parte central de la estrella; es su zona más densa y caliente, y es donde se producen las reacciones nucleares que generan energía en forma de luz.
El manto es la parte de la estrella donde se transporta esta energía hacia su superficie. El transporte de energía puede hacerse de dos maneras diferentes: por radiación o por convección; y normalmente el manto de una estrella tiene una parte que es radiactiva y otra parte que es convectiva. A medida que nos alejamos del núcleo, la temperatura va disminuyendo, y pasa de unos cuantos millones de grados en su centro a "sólo" unos cuantos miles de grados en su superficie.
Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de una estrella. Se divide en tres capas: fotosfera, cromosfera y corona. La fotosfera es la parte visible de una estrella, de donde proviene la luz que vemos; mientras que la cromosfera y la corona no se ven casi nunca.
El color de las estrellas
El color de una estrella indica su temperatura superficial, la temperatura de su fotosfera. Hay una gran variedad de temperaturas diferentes ya que hay estrellas que "sólo" están a unos 2.200 K mientras que otros están a unos 50.000 K (esta escala de temperaturas llama escala absoluta o escala kelvin de temperaturas (K) , es igual que la escala de grados Celsius (C) pero hay que restar 273 grados, ya que 0 K = -273 C).
Así pues, la temperatura superficial de una estrella está relacionada con su color; y contrariamente a lo que podría parecer, cuanto más roja es una estrella más fría está, ya la inversa, cuanto más azul es una estrella, más caliente está.
Esta es la relación Color-Temperatura superficial de las estrellas:
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La masa de las estrellas
La masa de una estrella es la cantidad de materia que la forma, y depende de la cantidad de gas que se ha acumulado durante su nacimiento. Como veremos, las estrellas nacen a partir del gas y el polvo de enormes nubes que hay en las galaxias, las nebulosas. Este gas y polvo se condensa y forma diferentes grumos de materia. De cada grumo acaba naciendo una estrella, y es al azar que determina cuánta materia tendrá cada una de ellas.
La masa es el parámetro más importante de una estrella ya que determina su tamaño, su temperatura superficial y su color; también determina toda su vida: el tiempo que vivirá, la evolución que tendrá y cuál será su final: si se convertirá en enana blanca, en estrella de neutrones o en agujero negro, cuando se muera. Por lo tanto, una estrella nace con una cantidad de materia dada y eso le determina el resto de su vida. Pero hay límites a la masa de las estrellas.
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Tabla donde se ve la relación entre la masa de una estrella y su tiempo de vida
Se puede ver que cuanto más masiva es una estrella, menos tiempo vivirá. Como la edad del Universo es de 13.700 millones de años, las estrellas menos masivas aún no han muerto.
Para hablar de la masa de las estrellas se toma como referencia la masa del Sol, que se escribe MΘ. Hay un límite inferior para la masa de las estrellas. Si nace un astro con una masa inferior a 0'08 MΘ (que es el mismo que 80 masas de Júpiter) no acabará siendo una estrella, porque con tan poca masa su núcleo no llegará a tener reacciones nucleares estables. Estos astros que se forman al igual que las estrellas pero que no tienen reacciones nucleares estables llaman enanas marrones. Se trata de unos astros con una masa intermedia, entre estrellas y planetas.
También hay un límite superior para la masa de las estrellas. Este límite es muy incierto, y de hecho hasta hace muy poco se hablaba de unas 100 MΘ, pero en los últimos años se han descubierto estrellas con masas superiores a este límite. Así, hoy en día se conocen estrellas de unas 200 MΘ e incluso más masivas, y no está nada claro qué valor puede llegar a tener este límite superior. Quizás es de 250 MΘ o de 300 MΘ.
El tamaño de las estrellas
Para poder comparar el tamaño de las estrellas con alguna medida conocida, se toma el Sol como referencia. El Sol tiene un radio de 695 508 km, que es aproximadamente unas cien veces mayor que el radio de la Tierra (en volumen, el Sol es un millón de veces mayor que nuestro planeta). El radio del Sol se representa con el símbolo RΘ.
Las estrellas que se encuentran en su etapa estable no difieren demasiado del tamaño del Sol. Así, las más pequeñas son unas 10 veces más pequeñas que el Sol (R = 0'10 RΘ), mientras que las más grandes son unas 10 veces mayores que el Sol (R = 10 RΘ).
Ahora bien, como se ha dicho, cuando una estrella evoluciona se convierte en una estrella mucho más grande, llamada gigante roja o supergigante roja. Las estrellas gigantes rojas y supergigantes rojas tienen un tamaño muchísimo mayor que las estrellas estables. Pueden llegar a ser miles de veces más grandes que las estrellas estables. Por ejemplo, una de las supergigantes rojas más grandes que se conocen es VY CMa y su radio es aproximadamente de 2000 RΘ. Esto quiere decir que si se colocara en el lugar del Sol, ocuparía todo el espacio que hay hasta la órbita de Saturno!
Otros ejemplos de estrellas gigantes bien conocidas son: Betelgeuse, de la que ya hemos hablado, con un tamaño de unos 1.000 RΘ; Antares, de la constelación de Scorpius, con un tamaño de 700 RΘ; Aldebaran, que se encuentra a Taurus, con un tamaño de 40 RΘ, etc.
Si se colocara Betelgeuse en el lugar del Sol, esta estrella ocuparía todo el espacio hasta la órbita de Júpiter!
Y tal como se ha comentado, en la fase final de su vida las estrellas se convierten en objetos muy pequeños y densos: enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Las enanas blancas tienen típicamente el tamaño del planeta Tierra, es decir, de 1 centésima del diámetro solar. De enanas blancas hay muchas, una de las primeras que se descubrió fue la compañera de Sirio, que se llamó Sirius B.
Las estrellas de neutrones son mucho más pequeñas ya que tienen típicamente un radio de 10 km! Y los agujeros negros aún son mas pequeños.
La vida de las estrellas
Las estrellas, como todo en la vida, nacen, viven y mueren. En este apartado veremos qué es toda esta evolución estelar.
El nacimiento de las estrellas
Las estrellas nacen en el interior de las nebulosas; enormes nubes de gas y de polvo. Regiones locales del gas y el polvo sufren condensaciones que provocan un aumento de la densidad. Si estas condensaciones no se dispersan, la región entra en un proceso de contracción. Llega un momento en que la niebla en contracción se rompe en numerosos fragmentos, cada uno de los cuales dará origen a una estrella diferente. Para ello, estos pequeños fragmentos continúan el proceso de contracción, aumentando la temperatura y la presión en las zonas centrales; aunque no son estrellas y se llaman protoestrellas.
Una protoestrella ya empieza a brillar con luz propia porque está muy caliente debido a la propia contracción del gas.
Cuando la temperatura central de la niebla en contracción alcanza los diez millones de grados comienzan a producirse una serie de reacciones termonucleares en cadena. En estas reacciones los núcleos de hidrógeno chocan a gran velocidad y se fusionan originando núcleos de helio. Este proceso genera una gran cantidad de energía (muy superior a la generada por la contracción misma) que es capaz de detener la contracción que la protoestrella estaba sufriendo bajo su propio peso. En este momento nace la estrella propiamente dicha. Deja de contraerse y se vuelve estable.Así continuará, con muy pocas variaciones a lo largo de casi la totalidad de su vida.
Nebulosa M16
La evolución de las estrellas
Ya hemos visto cómo nace una estrella dentro de una nebulosa. Durante la formación de la estrella hay dos parámetros muy importantes que determinarán su evolución futura; en especial los años que vivirá. Son su composición química y, mucho más importante, su masa inicial. Cuanto más masa tenga una estrella, más rápidamente agotará su combustible y vivirá menos tiempo; y al revés, cuanto más pequeña sea su masa inicial, más larga será su vida.
La estrella se mantiene tranquila la mayor parte de su vida, quemando (termonuclearment) hidrógeno y convirtiéndolo en helio. Pero cuando el hidrógeno de la parte central de la estrella se agota, las reacciones termonucleares disminuyen y el núcleo de la estrella deja de emitir energía hacia fuera del núcleo. Esto provoca su contracción. Al contraerse se caliente hasta que el gas de la capa de la estrella más cercana al núcleo llega, a su vez, a los diez millones de grados, con lo cual se enciende termonuclearment, como antes lo había hecho el núcleo. En este momento se da un fenómeno importante: la zona central de la estrella continúa su contracción, mientras las capas más externas lo que hacen es expandirse. La estrella se convierte en una gigante roja.
A partir de ese momento, su futuro depende mucho de su masa inicial. Básicamente, se observan dos comportamientos: el de las estrellas de menos de 10 masas solares iniciales, y el de las estrellas de más de 10 masas solares iniciales. Dentro de cada grupo se pueden hacer también distinciones. En el primer grupo entre estrellas hasta 4 masas solares y estrellas entre 4 y 10 masas solares; en el segundo grupo entre estrellas de menos de 30 masas solares y estrellas superiores a esta masa. Hay que tener en cuenta, sin embargo, que estos límites son bastante imprecisos. Se han obtenido a través del cálculo, ya que se tienen muy pocas evidencias directas a través de la observación de todos estos fenómenos.
La evolución de las estrellas de poca masa
En el caso de las estrellas de poca masa (hasta 4 masas solares), el núcleo de la estrella sigue comprimiéndose hasta llegar a la temperatura en la que el helio reacciona termonuclearment consigo mismo para formar carbono y oxígeno . Esto llega a una temperatura de unos 100 millones de grados. En este momento se detiene la contracción del núcleo ya que su propio peso queda equilibrado por la aportación de energía de las reacciones termonucleares que experimenta. Esta etapa (gigante roja con combustión del helio) tiene una duración mucho más corta que la de la secuencia principal ya que el helio se agota muy rápido.
Entonces, el núcleo de la estrella se vuelve a comprimir hasta que aparece una nueva fuerza que aparece en la compresión; esta fuerza es una presión de origen cuántico: la degeneración de los electrones. Dicho en pocas palabras, esto quiere decir que los electrones están tan cercanos unos a otros que ya no se pueden acercar más, con lo cual el núcleo estelar para su colapso. Lo que resulta es un núcleo de carbono, oxígeno y algo de hidrógeno y helio que se conoce con el nombre de enana blanca. A partir de ahora, la enana blanca acabará su vida enfriándose lentamente, hasta convertirse en una enana negra, fría y apagada, sin posibilidad de recuperación. Mientras tanto, todo el gas que la rodeaba se va dispersando por el espacio en un fenómeno que, de hecho, constituye una "explosión suave", llamada nebulosa planetaria.
Nebulosa planetaria
Evolución de las estrellas de media masa
A las estrellas con masas iniciales entre 4 y 10 veces la masa del Sol es donde hay más incertidumbres en los modelos. Es evidente que experimentan las mismas fases que las estrellas de masas más pequeñas, es decir, se enciende el helio en el núcleo, que quema convirtiéndose en carbono y oxígeno hasta que se agota. Entonces el núcleo de la estrella se vuelve a contraer, se calienta aún más, hasta llegar a la temperatura de ignición del carbono (unos 470 millones de grados). Entonces, el carbono reacciona consigo mismo dando lugar a elementos químicos más pesados como el neón, el magnesio y el sodio. Muy posiblemente estas estrellas no pueden ir más allá de este punto.
Evolución de las estrellas de gran masa
Para estrellas de masas superiores a las 10 masas solares el proceso puede continuar. En este momento la estrella quema simultáneamente en varias capas. De afuera hacia adentro, después de una envoltura inerte muy extenso: una capa donde el hidrógeno se convierte en helio, otra de helio convirtiéndose en carbono y oxígeno, y en el centro con el carbono convirtiéndose en neón, magnesio y sodio. La continuación del proceso tiene siempre el mismo patrón: cuando se acaba el combustible de la capa más interna hay una contracción de esta capa, un calentamiento y una nueva ignición cuando las cenizas de la combustión anterior pasos a convertirse en combustible para una nueva combustión. De esta manera se van generando elementos cada vez más pesados. En etapas sucesivas se irán formando nuevas capas donde aparecerán azufre, fósforo, silicio, argón, calcio, titanio y, finalmente, hierro y níquel, que son los dos elementos más estables desde el punto de visto nuclear.
A partir del hierro y el níquel, las reacciones termonucleares no suministran energía sino que necesitan para producirse. Además, en este momento, la temperatura es extraordinariamente alta, unos 5.000 millones de grados, y a esta temperatura los fotones gamma generados son tanto energéticos que pueden arrancar protones y neutrones de los núcleos de hierro. Todo ello provoca una situación catastrófica: cada núcleo de hierro se descompone en trece núcleos de helio y cuatro neutrones. Esta reacción es altamente endotérmica; la presión cae en picado y el núcleo colapsa sobre sí mismo. Simultáneamente, los núcleos atómicos comienzan a capturar electrones (como un mecanismo para vencer la presión degenerada de los electrones) y los protones se convierte en neutrones. Este proceso se denomina neutronització.
En este momento, las capas que rodean el núcleo colapsado se ven obligadas a caer hacia el centro a gran velocidad, empujadas por la fuerza de gravitación del núcleo (su propio peso), seguidas por las capas más externas que caen más lentamente . Cuando la densidad central llega a ser del orden de la densidad de la materia nuclear, la materia que llega rebota en chocar y es expulsada hacia fuera de la estrella. Entonces se produce una onda de choque que acaba desgarrando totalmente el resto de la estrella en pocas horas (o unos días como máximo).
Explosión de supernova (M1)
Se produce, por tanto, una explosión que recibe el nombre de supernova. En el centro queda un residuo formado por los restos del antiguo núcleo de hierro de la estrella, que ha acabado convirtiéndose en una bola compuesta, básicamente, de neutrones; es lo que se llama una estrella de neutrones. La presión degenerada que ejercen los neutrones es capaz de detener el colapso de este núcleo.
Finalmente, si la masa inicial de la estrella supera las 30 masas solares, el núcleo que llega a estas últimas fases tiene una masa superior a las 3 masas solares. Con esta masa ni tan solo la presión de los neutrones es capaz de detener el colapso final del núcleo, que se desploma sobre sí mismo formando lo que se conoce como agujero negro.
Estrellas de neutrones
Una estrella de neutrones es un astro con un radio del orden de 10 km, pero con una densidad extraordinariamente elevada; es decir, tiene una gran masa para un espacio tan pequeño.
La estructura interna de una estrella de neutrones presenta varias capas, con características y composiciones diferentes. La corteza superficial tiene un pocos cientos de metros de espesor y está constituida por hierro (lo que había alrededor del antiguo núcleo estelar y que no sufrió el proceso de neutronització) y otros elementos sólidos; es una superficie sólida. Inmediatamente debajo hay un primer manto de protones, neutrones y electrones libres, todos en equilibrio químico. Le sigue un segundo manto, más grueso (unos 9 km) compuesto por neutrones y protones. En cuanto al núcleo de la estrella de neutrones, su composición es un misterio. Allí, la presión es tan elevada que podría haber materia exótica (neutrones en estado sólido y, incluso, quarks libres).
El origen de las estrellas de neutrones hace que posean unas características físicas muy peculiares: aparte de la altísima densidad, tienen una rotación muy elevada (pueden llegar a girar 1000 veces por segundo!), Y un campo magnético muy, muy intenso .
La combinación de la rápida velocidad de rotación y del intenso campo magnético provoca que las partículas con carga eléctrica (protones y electrones) que hay cerca de la superficie se aceleren siguiendo el campo magnético y se muevan hacia los polos magnéticos, emitiendo radiación (llamada de sincrotrón. esto hace que sea en los polos donde se concentra la radiación que, además, es altamente direccional en la dirección del eje magnético, lo que hace que se creen dos haces de radiación muy cerrados en direcciones opuestas . Como el eje de rotación no coincide con el eje magnético, su campo magnético efectura un movimiento de precesión alrededor del eje de rotación. debido a este movimiento de precesión, si uno de los haces apunta en un momento determinado hacia la Tierra, es decir, si pasa por nuestra visual, veremos un pico de radiación, lo que se repetirá cada cierto espacio de tiempo muy corto y regular en el tiempo siguiendo la rotación de la estrella de neutrones ; son unos "pulsos" que se pueden dar en radio, vino ble o rayos X o gamma. Es entonces cuando a estas estrellas se las conoce como "púlsares" (en inglés sería el acrónimo de "pulsating star". Este modelo se conoce como "modelo de hacer", por su parecido a un faro marino.
Esquema de un púlsar
Se dice que los púlsares son los relojes más precisos que se conocen, ya que su periodo se puede medir con más de quince cifras exactas.
Los agujeros negros
Uno de los procesos que puede originar la creación de un agujero negro es la explosión como supernova de una estrella de masa inicial superior a 30 masas solares esta cifra tiene un margen de error muy considerable). En este proceso se expulsa hacia el espacio un 80% de la masa de la estrella, mientras el núcleo se contrae hasta formar un agujero negro.
Esquema de un agujero negro
Una vez creado el agujero negro tenemos una teoría físico-matemática muy potente que nos permite construir un modelo teórico, tanto del exterior como de las proximidades, e incluso, nos permite conocer detalles extraordinarios de su interior.
La materia de los alrededores va cayendo hacia el agujero negro debido a su enorme gravedad y, en su caída, forma un disco de acreción. Todo gira en torno al eje de rotación la parte de la materia y la energía escapan antes de llegar al agujero negro formando dos haces que se pueden observar y que dan lugar a cuásares, blázares o fuentes de radio extensas, segundo qué sea su orientación respecto de nosotros. Más cerca del centro hay una zona muy peculiar llamada "esfera de luz". Entre esta zona y el agujero negro se dan fenómenos muy curiosos como la inversión del espacio, la inversión de la transferencia de momento angular y de la "fuerza" centrífuga. Todo esto ocurre fuera del agujero negro.