miércoles, 13 de noviembre de 2013

La vida de las estrellas

"Somos polvo de estrellas", y no estaba tan equivocado el amigo, como ya dije. Hoy intentaremos explicar qué es lo que quiso decir Carl Sagan con esta frase.

Carl Sagan 1934 - 1996

Obvio que está sacada de contexto, de todas maneras creo que es una de las pocas frases que fuera o dentro de su contexto significa lo mismo. Pero para ser más exactos, alguna vez se lo escuchó decir: "El nitrógeno de nuestro ADN, el calcio de nuestros dientes, el hierro de nuestra sangre, el carbono de nuestras tartas de manzana se hicieron en los interiores de estrellas en proceso de colapso. Estamos hechos, pues, de polvo de estrellas..."
Está claro como el agua; vayamos entonces por el paso a paso, explicando el ciclo de vida de las estrellas.
Cuando por las noches miramos el cielo, y vemos las estrellas (porque también están los planetas), lo que estamos viendo son soles, algunos como el nuestro, otros más grandes, otros más pequeños, algunos jóvenes, otros en las últimas. Hay clasificaciones para cada estrella según su tipo y característica, pero es harina de un costal que tal vez abramos en otro artículo.

La evolución de cada estrella depende principalmente de su masa, o sea de la cantidad de materia que posea; en menos medida de su metalicidad (presencia de elementos más pesados que el Helio), la velocidad de rotación y la presencia de compañeras cercanas que influyan en el proceso.
En el espacio existen grandes acumulaciones de gas y polvo conocidos como nebulosas, las habrán visto en espectaculares imágenes de astrofotógrafos por toda la internet, como las de abajo.

Nebulosa de Orión (M42)
Nebulosa Roseta (NGC 2237)
Por acción de la gravedad, estas nubes se van encogiendo y se van formando en su interior pequeños cúmulos, que van ganando densidad y temperatura. Se forma un pequeño núcleo denso en el centro de un disco de material, denominado protoestrella, que por acción de la gravedad se contrae más y más buscando el colapso. Esta contracción aumenta la temperatura hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria.
El disco que la rodea (disco de acrecimiento) sigue alimentándola de materia; es en este disco, según su metalicidad, donde se formaran con el tiempo los planetas, asteroides y demás. Esta alimentación de materia aumenta la masa del núcleo, que se contrae más y, por ende, aumenta su temperatura.

Corte en el que se ilustra el disco de acrecimiento y la protoestrella
A cierta temperatura se produce la fusión de Deuterio, cuya radiación (hacia afuera) retrasa el colapso (producido por la acción gravitatoria que atrae hacia adentro) pero no lo detiene, por lo que el núcleo se sigue contrayendo. Llegados los 10 millones de grados de temperatura inician la fusión de Hidrógeno para producir Helio. El Hidrógeno se enciende y da inicio a la vida de la estrella.
En esta etapa se producen los chorros o jets de materia bipolares, denominados objetos Herbig-Haro.
La radiación de las reacciones termonucleares de la fusión del Hidrógeno hace que la estrella entre en equilibrio hidrostático, que significa que ni se contrae por la gravedad ni se expande por la radiación.

Enana marrón
Hay un punto en este proceso, antes de que encienda el Hidrógeno, en el cual si la estrella no supera las 0,08 masas solares, el objeto detiene su contracción, en unos pocos millones de años se enfría y termina como enana marrón.


Nebulosa Trifida (M20) de la constelación de Sagitario, en el circulo la zona ampliada en la imagen de abajo
Zona ampliada de la Trifida, vemos los objetos Herbig Haro, que indican la presencia de estrellas en formación
Encendido el Hidrógeno se inicia la secuencia principal de una estrella, por la que pasa la mayor parte de su vida, hasta que el Hidrógeno se agota.
Según la masa de la estrella, su secuencia principal puede ser de tres maneras:

  • Menos de 0,5 masas solares como enana roja. Transcurre en centenas de miles de millones de años.
  • De 0,5 a 1,5 como naranja de tamaño medio. Transcurre en miles de millones de años. (Sol)
  • Más de 1,5 masas solares como gigante azul. Transcurre en 2 o 3 millones de años.

Tipos de estrellas en secuencia principal (Wikipedia)
Lo interesante transcurre luego de esta fase principal, y como dijimos al principio, la evolución dependerá de la masa. Hay muchos detalles físico-químicos que actúan en esta nueva etapa, que de agregarlos dificultaría el entendimiento, por lo que hablaré de manera más general.

Al quedarse sin Hidrógeno para quemar en su núcleo, la estrella comienza a quemar el que queda en una cáscara alrededor de éste. La estrella se hincha y entra en una fase previa a la de gigante roja denominada subgigante.
Luego la luminosidad se incrementa junto con su tamaño, iniciando la etapa de gigante roja, donde la estrella crece unos 100 millones de km de radio, esta fase se producirá en nuestro Sol dentro de unos 4.500 millones de años.
La condición de gigante roja termina cuando se inicia la fusión de Helio, iniciando la fase de apelotonamiento rojo, donde la luminosidad desciende levemente y su tamaño se reduce.

Gigante roja
En las estrellas que eran enanas rojas (menos de 0,5 masas solares), la temperatura central no es lo suficientemente elevada para que el Helio se encienda por lo que es la última etapa en la que la estrella se soporta así misma con reacciones nucleares.

En las medianas, al acabarse el Helio en su núcleo, comienza a quemarlo en capas fuera de éste, la estrella crece nuevamente, esta vez el doble que en la fase de gigante; se inicia la fase llamada rama asintótica de las gigantes (ya que como ven ocurre lo mismo que ocurrió con el Hidrógeno). Aquí desarrollará la máxima luminosidad posible. Al final de esta etapa la estrella vuelve a conseguir quemar restos de Hidrógeno en una capa externa de la estrella. Esta capacidad de quemar dos tipos de elementos en lugares diferentes (Hidrógeno y Helio) provocará una inestabilidad que dará lugar a explosiones térmicas que expulsarán las capas exteriores de la estrella, formando las conocidas nebulosas planetarias, el núcleo quedará como una enana blanca, que se irá enfriando muy lentamente hasta terminar en enana marrón.
Nebulosa Planetaria del Anillo

Nebulosa planetaria de la Hormiga

Nebulosa Planetaria Ojo de Gato

Nebulosa Planetaria de la Hélice

En las estrellas de masa superior (gigante azul), luego de la secuencia principal, al comenzar el quemado de Helio pasan en muy poco (decenas de miles de años incluso) tiempo por varias fases, primero la de supergigante azul y luego supergigante amarilla (bajando en cada una la temperatura de la superficie), el Helio se termina de quemar en la siguiente fase, la de supergigante roja.
Este tipo de estrellas son las más grandes del universo y expulsan grandes cantidades de materia que queda en los alrededores sus alrededores, como sucede con Antares, por ejemplo.

Al centro abajo, la estrella Antares, rodeada de materia.
Las estrellas de masa superior llegan a estas instancias porque, a diferencia de las medianas que sólo pueden quemar hasta el Helio, logran quemar elementos hasta el Hierro, cuya fusión no produce energía, sino que la absorbe, por lo que el equilibrio se rompe y la estrella colapsa gravitatoriamente en una supernova.
Lo que quede de esta explosión, en la mayoría de los casos, será una estrella de neutrones. Pero esto depende de la masa y la metalicidad, como detalla el siguiente texto extraído de wikipedia:

• Para la mayoría de las estrellas el remanente inicial será una estrella de neutrones y se producirá una supernova.
• Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 masas solares (el límite exacto depende de la metalicidad), parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre ésta provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma.
• En estrellas de masa superior a 40 MSol y baja metalicidad el remanente inicial es un agujero negro, por lo que las capas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova. No obstante, los modelos actuales no descartan que se pueda producir una supernova débil, sobre todo si la velocidad de rotación de la estrella es elevada. Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma.
• Para el infrecuente caso de estrellas de muy baja metalicidad y masa entre 140 MSol y 260 MSol existe una última posibilidad: una explosión de supernova producida por la creación de pares electrón-positrón. En dicho caso la estrella se desintegra por completo sin dejar un remanente.

Supernova

Estrellas de neutrones

Imagen real de agujero negro
Vimos en toda esta cadena de evolución, diferentes instancias en las que la estrella expulsa material generando nebulosas, donde nuevas estrellas comenzarán a generarse.
Tenía pensado terminar acá el artículo, pero mientras recopilaba información de diferentes sitios, para poder explicar mejor todo esto, me crucé con una reflexión interesante. Desde naricesdetycho les dejo esto:

Hubo una galaxia en la que nacían y morían estrellas, grandes y pequeñas. Al final de sus vidas lanzaban material, elementos químicos a distancias enormes. Un día, de este material y más hidrógeno nacieron nuevas estrellas, todas con elementos químicos creados por sus antiguas compañeras antes de morir. Una de estas, creció y formó varios planetas a su alrededor del mismo material de los antiguos astros. Un día, por alguna razón que aún no entendemos del todo, en uno de estos planetas surgió vida. Durante millones de años, esta se desarrolló y logró formar organismos complejísimos, millones de ellos. Uno de estos organismos, llegó a tal complejidad que fue capaz de preguntarse a sí mismo de dónde venía, cómo estaba hecho, qué había dentro de las estrellas. Un día, no hace más de 90 años, este organismo fue capaz de comenzar a contestar algunas de las muchas preguntas que tenía. Una de las respuestas fue: estamos hechos del mismo material con que están hechas las estrellas.

Hasta la próxima.

2 comentarios:

  1. protoestrella=cañón electromagnético de plasma

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  2. (1)...viaje interestelar...(a una nueva estrella)...los chorros HH...con nudos (¿nudos tal vez debidos a turbulentas ondas de choque magnéticas que alteren el flujo magnético del chorro de plasma y que se formen a ciertas distancias, para luego volver a recomponerse el flujo magnético cilíndrico de nuevo hasta el próximo nudo?) más luminosos cada cierto trecho, que surgen perpendiculares a los discos de acreción en prolongación a los ejes de rotación en las protoestrellas (estrellas en formación) y de los agujeros negros centrales galácticos. Chorros de plasma que se forman por los campos magnéticos (solenoides) producidos por el vertiginoso giro del plasma, a lo largo del eje de rotación. Las líneas del campo magnético inmensamente confinadas en el interior del solenoide salen por uno de los polos Norte o Sur del eje, positivo o negativo del solenoide, a enormes velocidades por ese "cañón electromagnético" atrayendo magnéticamente en cada polo al plasma de las zonas bajas y densas del disco dónde la fuerza gravitatoria es menor que la magnética (cuando las líneas del campo magnético luego se bifurcan regresando por el exterior otra vez hasta entrar de nuevo por el polo opuesto, el chorro de plasma continúa por inercia su camino hasta distancias de millones de kms) y ya el plasma con su campo magnético pueden escapar del agujero negro como un vórtice magnético giratorio (el disco de acreción de un agujero negro central galáctico es toda la espiral de la galaxia)... En las protoestrellas los campos magnéticos muy intensos generados por el giro vencen en los polos a la fuerza gravitatoria, y sobre todo desde el plasma muy denso de las capas interiores del disco...(en capas ya más altas del disco de acreción el plasma interestelar que hay, formado por radiación, y el resto de materia no tienen esa masa y densidad necesaria)...se forman los chorros de plasma cilíndricos HH con gran masa y energía, que salen disparados por ←ambos polos→ del "cañón electromagnético" que es la protoestrella...

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