Estrella

Este elemento es una ampliación de los cursos y guías de Lawi. Ofrece hechos, comentarios y análisis sobre este tema. [aioseo_breadcrumbs] Nota: Consulte también los distintos tipos de Estrellas.

Estrella

Una estrella es una bola de gas caliente, aproximadamente esférica, que emite luz como resultado de las reacciones de fusión nuclear en su núcleo.

Detalles

Las estrellas son uno de los objetos fundamentales del universo.

Detalles

Las estrellas, y de hecho todo el universo, están hechas principalmente de hidrógeno, el elemento más simple y ligero.

Pormenores

Por el contrario, el cuerpo humano está compuesto de muchos elementos complejos, como el carbono, el nitrógeno, el calcio y el hierro. Estos elementos se crean en los núcleos de las estrellas, y el acto final en la vida de muchas estrellas es una explosión masiva que distribuye los elementos que ha creado en el universo. Eventualmente estos elementos pueden formar otra estrella, o un planeta, o vida en ese planeta.

ESTRUCTURA INTERNA DE UNA ESTRELLA

Las estrellas generan energía en sus núcleos, su parte central y más caliente. El núcleo del Sol tiene una temperatura de unos 27.000.000 de grados Fahrenheit (15.000.000 de grados Celsius), y esto es lo suficientemente caliente como para que se produzcan las reacciones de fusión termonuclear, que convierten los átomos de hidrógeno en átomos de helio más grandes. Acompañando a la transformación de hidrógeno en helio hay una enorme liberación de energía, que sale del núcleo de la estrella y suministra la energía necesaria para calentar el gas de la estrella. El Sol convierte alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio cada segundo, y sin embargo es tan masivo que ha mantenido este ritmo de consumo de combustible durante cinco mil millones de años, y seguirá haciéndolo durante otros cinco mil millones de años.

En la mayoría de las estrellas, la energía creada en el núcleo es transportada cerca de la superficie por corrientes de gas de movimiento lento. A medida que estas corrientes o células alcanzan la atmósfera de la superficie, liberan esta energía, que es irradiada al espacio como luz visible y otras formas de radiación electromagnética. Una vez enfriadas, las corrientes caen hacia el núcleo donde se calientan y vuelven a subir. Este batido organizado se llama convección.

La masa de una estrella (la cantidad total de materia que contiene) influye directamente en su tamaño, temperatura y luminosidad o brillo. Cuanto más masiva es una estrella, más fuerte es su gravedad. La masa, por lo tanto, determina cuán fuerte es la fuerza gravitatoria en cada punto de la estrella. Esto a su vez dicta cuán rápido la estrella tiene que consumir su combustible para mantener su gas lo suficientemente caliente como para mantener la estabilidad en todo su interior. Esto controla la estructura de la temperatura de la estrella y los métodos por los que la energía es transportada desde el núcleo hasta la superficie. Incluso controla la vida útil de la estrella, ya que la tasa de consumo de combustible determina la vida útil.

Las estrellas más pequeñas tienen alrededor de 0,08 veces o el 8 por ciento de la masa del Sol. Si una bola de gas es más pequeña que eso, su temperatura interna no será lo suficientemente alta como para permitir las reacciones de fusión necesarias en su núcleo.Entre las Líneas En su lugar sería una enana marrón, una pequeña, oscura y fría bola de polvo y gas que nunca se convierte en una estrella.

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Las estrellas más grandes son unas 50 veces más masivas que el Sol. Una estrella más masiva que esa brillaría tan intensamente que su radiación comenzaría a superar la gravedad; la estrella desprendería masa de su superficie tan rápidamente que nunca podría ser estable.

NACIMIENTO DE ESTRELLAS

Las estrellas nacen en el medio interestelar, la materia que existe en el espacio entre las estrellas – nubes de gas y polvo.

Detalles

Las estrellas a menudo se forman en gruesas nubes llamadas nebulosas. Algunas imágenes de nebulosas hechas por telescopios espaciales sugieren que estas nubes masivas hacen un ciclo continuo de materia, desde la nube de polvo hasta la estrella y luego de nuevo cuando las estrellas explotan en supernovas al final de sus vidas.

Una nebulosa contiene grandes cantidades de gas de hidrógeno y polvo. Estas partículas pueden agruparse gradualmente. Cuanto mayor es el cúmulo, mayor es la gravedad que crea, y más gas y polvo puede atraer hacia sí. Eventualmente, si la masa de gases se hace lo suficientemente grande y caliente, puede comenzar las reacciones de fusión nuclear, fusionando átomos de hidrógeno en átomos de helio y generando grandes cantidades de energía.Entre las Líneas En este punto, es una estrella. Permanecerá en este estado estable durante millones o miles de millones de años.

Ciertos eventos celestiales, como la cercana explosión de una estrella masiva al final de su vida – una supernova – pueden iniciar el proceso de formación estelar. Una supernova envía una onda de choque a través del medio interestelar, comprimiendo violentamente las partículas y empujándolas entre sí. Una nube también puede ser lo suficientemente caliente y densa como para romperse y contraerse espontáneamente bajo su propia gravedad. Las grandes nubes pueden romperse en numerosas nubes de esta manera, y este proceso conduce a la formación de cúmulos de estrellas – grupos de estrellas cercanas entre sí en el espacio. A menudo, dos estrellas se formarán muy cerca una de la otra, orbitando alrededor de un centro de gravedad común. Este sistema de dos estrellas se llama estrella binaria. Tanto los cúmulos de estrellas como las estrellas binarias son más comunes que las estrellas individuales.

A lo largo del siglo XX, los astrónomos pensaron que la colisión de dos estrellas formando una nueva estrella ocurría muy raramente en el universo.

Puntualización

Sin embargo, a principios del siglo XXI, habían reunido suficiente información de observación para saber que tales colisiones no son poco comunes dentro de densos cúmulos de estrellas. Estas nuevas estrellas, llamadas estrellas azules, contienen más hidrógeno que las estrellas más pequeñas, pero se queman más caliente y se agotan más rápidamente. Son el resultado de la colisión de dos (o incluso tres) estrellas pequeñas y viejas en cúmulos globulares (un cúmulo estrecho de decenas de miles a un millón de estrellas muy viejas).

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Los astrónomos estiman que varios cientos de estas colisiones ocurren cada hora. Con 100.000 millones de galaxias en el universo observable y cada galaxia que contiene un promedio de 30 cúmulos globulares, la mayoría de las colisiones ocurren lejos de la Tierra. A lo largo de la vida (unos 10.000 millones de años) de la Vía Láctea, los astrónomos creen que ha habido al menos 1 millón de colisiones dentro de sus cúmulos globulares, o aproximadamente 1 cada 10.000 años.

MUERTES DE ESTRELLAS

Todas las estrellas eventualmente agotan su combustible de hidrógeno.Entre las Líneas En este punto, la presión del gas dentro de la estrella disminuye, y la estrella comienza a contraerse por su propia gravedad. El destino que le espera a una estrella en este punto está determinado por su masa.

Una estrella de tamaño medio como el Sol pasará el último 10 por ciento de su vida como una gigante roja.Entre las Líneas En esta fase de la evolución de una estrella, la temperatura superficial de la estrella cae a entre 3.000 y 7.000 grados Fahrenheit (2.000 y 4.000 grados centígrados) y su diámetro se expande a 10 a 1.000 veces el del Sol. La estrella toma un color rojizo, que es lo que le da su nombre.

Enterrado en lo profundo de la estrella hay un núcleo caliente y denso, del tamaño de la Tierra. El helio que queda ardiendo en el núcleo eventualmente expulsa la atmósfera de la estrella, que flota en el espacio como una nebulosa planetaria (una nube de gas y polvo). El núcleo brillante que queda se llama enana blanca. Como una brasa moribunda en una hoguera, se enfriará gradualmente y se desvanecerá en la oscuridad. El espacio está lleno de tales soles muertos.

Una estrella de hasta tres veces la masa del Sol explota en una supernova, perdiendo gran parte de su masa. Cualquier materia restante de tal estrella termina como una estrella de neutrones o púlsar densamente empaquetada, una estrella de neutrones de rotación rápida que emite ondas de radio variables a intervalos precisos.

Una estrella con más de tres veces la masa del Sol también explotará en una supernova. Su masa restante se concentra tanto que colapsa y su gravedad se vuelve completamente abrumadora. Este único punto en el espacio donde la presión y la densidad son infinitas se llama agujero negro.

Datos verificados por: Marck

La Evolución Estelar

La evolución estelar se refiere a los cambios a gran escala, sistemáticos e irreversibles de la estructura y la composición de una estrella a lo largo del tiempo. Todas las estrellas tienen “vidas” en el sentido de que nacen, envejecen y mueren. La “muerte” estelar, o etapa final de la evolución, va desde una combustión eterna como enana blanca en el caso de las estrellas típicas, hasta la autodestrucción explosiva como supernova en el caso de las estrellas masivas. La masa inicial de una estrella es la propiedad más determinante del camino evolutivo que seguirá la estrella. Véase también: Estrella

Modelos estelares

Las estrellas envejecen tan lentamente que es imposible -salvo en raras circunstancias- ver cómo se producen las transformaciones. En su lugar, los teóricos estelares, utilizando las leyes de la física, construyen modelos numéricos de estrellas y luego las envejecen. El procedimiento es sencillo en principio, pero difícil en la práctica. Al principio, una estrella se encuentra en equilibrio hidrostático, en el que cada capa sostiene a las que están por encima de ella, con una diferencia de presión a través de una capa igual al peso de la misma, y está soportada internamente por la fusión termonuclear. La relación entre presión, densidad y temperatura viene dada por la ley de los gases perfectos, P = NkT, donde P es la presión, N es la densidad numérica de las partículas atómicas, k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura. Otras ecuaciones se refieren a la masa dentro de un radio determinado, a la velocidad a la que se genera la energía en un radio determinado y al gradiente de temperatura, que controla la convección. A medida que la fusión avanza y la tasa de generación de energía y la composición química interna cambian, la estructura de la estrella también cambia. Los cálculos escalonados que predicen la luminosidad, el radio y la temperatura efectiva permiten entonces seguir a la estrella a medida que se “mueve” (cambios en la temperatura efectiva y la luminosidad) en el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR). Cuando se tiene en cuenta la pérdida de masa adecuada, la mayoría de los diferentes tipos de estrellas encajan. Véase también: Gas; Diagrama de Hertzsprung-Russell; Hidrostática; Procesos termodinámicos

Formación estelar

Las estrellas nacen de nudos compactos de gas y polvo dentro de las nubes moleculares. Si son lo suficientemente densos, los nudos comienzan a contraerse por su propia gravedad. La conservación del momento angular exige que, a medida que los nudos se contraen, deben girar más rápido. Los campos magnéticos transportan parte de este momento angular y, con el tiempo, se forma un disco aplanado de material -conocido como disco protoplanetario- alrededor de la estrella en ciernes que se está colapsando y que, en este punto de su evolución, se conoce como protoestrella. El disco protoplanetario contiene los materiales a partir de los cuales se acumulan posteriormente los planetas. Véase también: Momento angular; Nube molecular; Planeta; Protoestrella

Cuando el interior de la protoestrella alcanza aproximadamente 1 millón de K (1 millón de °C o 1,8 millones de °F), puede fusionar su deuterio interno. Esto y la convección térmica, que aporta deuterio fresco desde fuera de la zona de combustión nuclear, aportan cierta estabilidad, y ya se puede decir que ha nacido una estrella. Las estrellas como el Sol se encogen a temperatura constante hasta que la fusión de deuterio se extingue. A continuación, las jóvenes estrellas se calientan con una luminosidad más o menos constante hasta que comienza la cadena completa protón-protón, que proporciona la luminosidad y el soporte de las estrellas y detiene la contracción gravitatoria. Las estrellas se asientan entonces en la secuencia principal de edad cero, a partir de la cual evolucionarán posteriormente. Al mismo tiempo, la nube de polvo que las rodea se va despejando, lo que permite ver a las nuevas estrellas T Tauri, en proceso de acreción y muy activas, que se agrupan alrededor de sus nubes de nacimiento. El proceso completo sólo dura unos 10 millones de años, y las estrellas maduras acaban abandonando sus lugares de nacimiento mientras orbitan dentro de su galaxia anfitriona. Las estrellas de gran masa proceden de manera similar, pero a un ritmo tan grande que el proceso de muerte comienza incluso cuando el proceso de nacimiento está terminando. Véase también: Convección térmica; Estrella T Tauri

Evolución temprana

La secuencia principal es la zona del diagrama HR en la que las estrellas se estabilizan contra la contracción gravitatoria mediante la fusión. Cuanto mayor sea la masa estelar, mayor será la compresión interna y la temperatura, y más luminosa será la estrella. La fusión del hidrógeno es muy sensible a la temperatura, y un pequeño aumento de la masa estelar significa una tasa de fusión mucho mayor. Aunque una mayor masa significa una mayor masa del núcleo de combustión nuclear y, por tanto, un mayor suministro de combustible, el aumento de la tasa de fusión lo compensa con creces y, por tanto, acorta la vida estelar. El suministro de combustible de una estrella es proporcional a su masa (M), mientras que la tasa de fusión es expresable por la luminosidad (L). La relación media entre la masa y la luminosidad encontrada en las estrellas binarias es L ∝ M3,5. Si la vida de una estrella t es proporcional a (suministro de combustible)/(tasa de uso), entonces t ∝ M / L ∝ M / M3,5 = 1 / M2,5. Mientras que el nuevo Sol estaba destinado a sobrevivir en la secuencia principal durante 10.000 millones de años, una estrella de 0,1 masas solares vivirá allí durante 10 billones de años, mientras que una estrella de 100 masas solares agotará su núcleo de hidrógeno en sólo 2,5 millones de años.

La vida en la secuencia principal, aunque estable, no es del todo tranquila. Incluso allí, las estrellas cambian y evolucionan. Cuando el hidrógeno se “quema” en helio, cuatro partículas (protones) se convierten en una (un núcleo de helio). La presión de un gas depende del número de partículas por unidad de volumen, no de su tipo. El resultado es una lenta contracción del núcleo, que aumenta la temperatura, eleva la tasa de fusión y hace que el núcleo se coma la envoltura de hidrógeno que lo rodea, incorporando combustible fresco. Como resultado, las enanas de la secuencia principal se iluminan lentamente y acaban expandiéndose y enfriándose un poco en su superficie. (El Sol duplicará con creces su brillo, condenando la vida en la Tierra, mucho antes de que su núcleo de hidrógeno desaparezca). Como resultado, la secuencia principal se extiende en una banda hacia el lado frío (a la derecha) de la secuencia principal de edad cero en un diagrama HR, con la banda ensanchándose hacia la parte superior.

Los cúmulos de estrellas nacen juntos tanto en el espacio como en el tiempo, la mayoría de ellos (presumiblemente) con secuencias principales totalmente intactas. A medida que un cúmulo envejece, las estrellas se desprenden de la secuencia principal para convertirse en gigantes y supergigantes de arriba abajo. Un cúmulo estelar puede fecharse por el lugar donde termina su secuencia principal. Los cúmulos abiertos, que ocupan discos galácticos, van desde los que se acaban de formar hasta los que tienen unos 10.000 millones de años, lo que da la edad del disco. Los cúmulos globulares, sin embargo, y por ejemplo los del halo de la Vía Láctea, han quemado sus secuencias principales hasta unos 0,8 solares. Este proceso dura aproximadamente 12.000 millones de años, lo que se aproxima a la edad de la Galaxia. Véase también: Cúmulos globulares; Galaxia Vía Láctea; Cúmulos estelares

La secuencia principal se divide en tres partes. Por debajo de 0,8 o 0,9 de masa solar (aproximadamente la clase G8), ninguna estrella ha tenido tiempo de evolucionar. Por tanto, la evolución de las estrellas de baja masa (enanas K y M) sólo tiene interés académico. La evolución estelar afecta a menos del 15% de las estrellas. Su destino depende de nuevo de la masa. Entre 0,8 masas solares y unas 9 masas solares (clases G8 a B1), las estrellas mueren como enanas blancas. Por encima de este rango (clases O y B0), explotan. Las estrellas binarias, trinarias e incluso un mayor número de estrellas estrechamente asociadas en un sistema estelar compartido contribuyen a aumentar la riqueza de los fenómenos estelares.

Evolución de la masa intermedia

La vida de la secuencia principal dura hasta que el hidrógeno del núcleo casi desaparece, momento en el que la fusión del hidrógeno se detiene de forma bastante repentina. Sin apoyo, el núcleo de helio, ahora silencioso, puede contraerse más rápidamente bajo la fuerza de la gravedad. Se calienta, lo que hace que la fusión de hidrógeno se extienda en una gruesa envoltura que funciona con el ciclo del carbono. Con una nueva fuente de energía (aunque temporal), la estrella primero se oscurece un poco mientras se expande y se enfría en la superficie, cambiando su espectro a la clase K. La transición tarda sólo unos cientos de millones de años o menos, dejando pocas estrellas en el centro del diagrama HR, y aquellas estrellas con masas más bajas aparecen como subgigantes F, G y K.

Las consecuencias también dependen de la masa. A medida que la contracción del núcleo avanza más allá de la transición hacia la derecha en el diagrama HR, las estrellas de entre 1 y 5 masas solares (que todavía fusionan hidrógeno en una cáscara) aumentan repentina y drásticamente su luminosidad. El futuro Sol acabará siendo 1.000 veces más brillante de lo que es hoy, y una estrella de masa 5 solar (que comienza con unas 600 luminosidades solares) alcanzará casi 3.000 solares. Al mismo tiempo, las estrellas se hinchan hasta convertirse en gigantes rojas. Mientras el núcleo (de aproximadamente media masa solar) del futuro Sol se encoge hasta el tamaño de la Tierra, el radio se expandirá hasta el de la órbita de Mercurio, o incluso más. Cuando la temperatura del núcleo asciende a 100 millones de K, los núcleos de helio (partículas alfa) comienzan a fusionarse con el inestable berilio (8Be), que vuelve a descomponerse rápidamente en partículas alfa, estableciendo un equilibrio. (El “salto” sobre el litio, el berilio y el boro hace que estos elementos sean raros.) El inicio del proceso triple alfa es explosivo en estrellas como el Sol, porque los electrones del núcleo se vuelven degenerados, como los que sostienen las enanas blancas. (El repentino estallido de energía es absorbido y no llega a la superficie estelar). La fusión con núcleos de helio adicionales crea oxígeno e incluso neón. Por encima de 2 masas solares, la quema de helio comienza de forma más silenciosa. Véase también: Nucleosíntesis

La estrella, ahora estabilizada por un núcleo que quema helio y está rodeada por una envoltura que fusiona hidrógeno, se retira a mitad de camino de la rama de las gigantes rojas. Las numerosas estrellas de menor masa residen en el “grupo de gigantes rojas” de clase K. Las estrellas de cúmulos globulares de baja masa y con falta de metal que han sufrido diferentes tasas de pérdida de masa se extienden desde el cúmulo hacia temperaturas más altas para crear la característica rama horizontal. Las reacciones de fusión que generan energía tratarán de avanzar hacia el hierro (el más estable de todos los núcleos). Alrededor del 80% de la energía se genera en la combustión del hidrógeno, por lo que (descontando otros modos de combustión) la etapa de combustión del helio dura sólo alrededor del 20% de la vida de la secuencia principal. A partir de 5 masas solares, la evolución procede de forma similar, pero en lugar de establecerse en una ubicación concreta en el diagrama HR, las estrellas forman un bucle hacia el azul (temperaturas más altas), donde fusionan el helio como gigantes de clase G, F y A. Este cambio de estilo evolutivo no es abrupto, sino gradual con el aumento de la masa. Véase también: Estrella gigante

Rama gigante asintótica (AGB)

Cuando el helio se ha fusionado en carbono y oxígeno, el núcleo vuelve a contraerse. La fusión del helio se extiende hacia el exterior formando una envoltura, y por segunda vez la estrella asciende por la rama gigante del diagrama HR. Como el segundo ascenso es aproximadamente asintótico al primero, el segundo ascenso crea la rama gigante asintótica. El núcleo de carbono-oxígeno, que se está reduciendo, está ahora rodeado por una cáscara de helio en fusión, mientras que la antigua cáscara de hidrógeno en fusión se expande, se enfría y se apaga. Sin embargo, con el tiempo, la cáscara de helio se queda sin combustible y la cáscara de hidrógeno se vuelve a encender. La quema de hidrógeno alimenta el espacio entre éste y el núcleo de carbono con helio fresco, y cuando hay suficiente, la quema de helio se reaviva explosivamente en un flash de helio (o pulso térmico) que puede afectar a la superficie de la estrella. El destello aplasta la fusión de hidrógeno y todo el proceso vuelve a empezar, con destellos de helio que se producen a intervalos progresivamente más cortos. Las estrellas AGB se vuelven más grandes y brillantes que antes, pasando al extremo frío de la clase M, donde finalmente se vuelven lo suficientemente inestables como para pulsar como variables de periodo largo (Miras). El Sol se volverá 5.000 veces más brillante que ahora y alcanzará la órbita de la Tierra, tal vez destruyendo el planeta. Las Miras más masivas pueden superar el tamaño de la órbita marciana. Véase también: Mira; Estrella variable

Durante esta actividad, las estrellas pasan por varias etapas de dragado convectivo, en las que pueden elevar a la superficie estelar los elementos creados en sus zonas de combustión nuclear. El primero de estos dragados altera las proporciones de isótopos de nitrógeno y carbono mientras la estrella se encuentra en su primer ascenso de la rama de las gigantes rojas. Por encima de unas 3 masas solares, un segundo dragado en la fase inicial de la AGB puede aumentar tanto el nitrógeno como el helio de la superficie. En el estado de fusión del helio, incluso el carbono procedente de la fusión del helio puede ascender. Además, una serie de elementos creados por la captura lenta de neutrones también se elevan, incluyendo el circonio, el estroncio, el bario y muchos otros. Cuando la abundancia de carbono es igual a la de oxígeno, se observa una estrella de tipo S (cargada de circonio fresco); cuando el carbono supera al oxígeno, se observa una auténtica estrella de carbono. Véase también: Estrella de carbono

Pérdida de masa y nebulosas planetarias

Durante las etapas gigantes, los vientos estelares aumentan mucho. Las pulsaciones de Mira provocan ondas de choque que ayudan a expulsar masa de las superficies estelares, donde el gas enfriado se vuelve cada vez más rico en moléculas, algunas incluso se condensan en granos de polvo. La alta luminosidad empuja el polvo hacia fuera, y el polvo se acopla con el gas, dando lugar a vientos lentos (10 km/s o 6 mi/s) y gruesos que son decenas de millones de veces más fuertes que el viento solar (hasta 10-5 de masa solar por año). Como las estrellas se encuentran en este estado durante cientos de miles de años, perderán gran parte de su masa en el espacio: el Sol casi la mitad de su masa, una estrella de 9 masas solares más del 80%. Las gigantes avanzadas y las Miras pierden tanta masa que pueden desaparecer visualmente entre las nubes de polvo. Los vientos de las estrellas de carbono contienen varios tipos de polvo de carbono, así como moléculas orgánicas, mientras que las estrellas ricas en oxígeno producen polvo de silicato. El polvo expulsado al espacio interestelar ayuda a crear nuevas generaciones de estrellas. Los elementos creados en las cáscaras de combustión nuclear se añaden al inventario interestelar, donde también encuentran su camino hacia nuevas generaciones tanto de estrellas como de planetas. Una buena parte del carbono, la mayor parte del nitrógeno y fracciones significativas de los demás elementos proceden de estos vientos.

Se pierde tanta masa que una estrella en evolución queda despojada casi hasta su zona de fusión, que está protegida del exterior por una envoltura de hidrógeno de baja masa. A medida que la región interior queda expuesta, el viento disminuye en masa pero aumenta en velocidad y temperatura. Al golpear la envoltura polvorienta y llena de moléculas de la masa perdida, el viento de alta velocidad comprime el borde interior en un grueso anillo. La envoltura estelar se encoge desde arriba por el viento y desde abajo por la fusión, exponiendo lentamente la estructura caliente del núcleo. Cuando la superficie de la estrella despojada alcanza los 25.000 K (24.700°C o 45.000°F), el denso anillo que su viento de alta velocidad había creado previamente se ioniza lentamente, dependiendo el grado de la temperatura estelar. La subsiguiente recaptura de electrones por parte de los iones, junto con la excitación por colisión de los átomos pesados, hace que la cáscara brille y nazca una nebulosa planetaria. La primera nebulosa planetaria fue anunciada en 1785 por el astrónomo inglés de origen alemán William Herschel, que dio nombre a esta clase de objetos por su forma de disco similar a la de los planetas cuando se observan con los telescopios de la época. Véase también: Nebulosa planetaria

A medida que la nebulosa planetaria, que se expande a unos 20 km/s (12 mi/s), aumenta de tamaño, acaba por volverse tan tenue que la radiación ionizante se abre paso, permitiendo ver gran parte de la estructura completa. Al cabo de unos 50.000 años, la nebulosa se fusiona invisiblemente con el medio interestelar. Durante este tiempo, la estrella en su interior se calienta primero a una luminosidad constante hasta más de 100.000 K (99.700°C o 180.000°F), con la luminosidad y la temperatura final dependiendo de la masa del antiguo núcleo (que oscila entre unos 0,5 Mgraphic image 1 y casi 1,4 Mgraphic image 1, el límite de Chandrasekhar, por encima del cual no pueden existir enanas blancas). A medida que la fusión nuclear residual se apaga, la estrella se enfría y se oscurece a radio constante para convertirse en una enana blanca. La relación luminosidad-masa se invierte ahora, ya que a mayor masa mayor compresión gravitatoria y menor radio.

Formada por carbono y oxígeno rodeados por una fina atmósfera de hidrógeno o helio, la enana blanca se sostiene para siempre por la presión de los electrones degenerados. Dado que los tiempos de evolución y enfriamiento de las enanas blancas pueden calcularse teóricamente, la más antigua de ellas proporciona una medida de la edad del disco galáctico, y esta medida concuerda bien con la encontrada en los cúmulos abiertos. Véase también: Estrella enana blanca

Evolución de las estrellas de gran masa

A medida que la masa de una estrella aumenta, también lo hace la masa de su núcleo. El Sol se convertirá en una enana blanca de aproximadamente 0,55 masas solares. A partir de unas 9 masas solares, el núcleo alcanza el límite de Chandrasekhar y la estrella no puede convertirse en una enana blanca. Al principio, la evolución de las estrellas de gran masa procede de forma similar a la de las estrellas de menor masa. A medida que las estrellas de alta masa utilizan el hidrógeno de su núcleo, también migran hacia la derecha en el diagrama HR, volviéndose no tanto más brillantes sino más grandes, enfriándose en su superficie y convirtiéndose en supergigantes. Por debajo de unas 40 masas solares, se convierten en supergigantes rojas de clase M, perdiendo enormes cantidades de masa a través de inmensos vientos. Algunas (dependiendo de la masa) se estabilizan allí al comenzar la fusión del helio; otras vuelven a convertirse en supergigantes azules. Por encima de las 60 masas solares, se pierde tanta masa a través de los vientos que las estrellas no llegan más allá de la clase B, estancándose allí cuando comienza la fusión del helio. A medida que las supergigantes de menor masa -así como las gigantes brillantes- pasan por el centro del diagrama, algunas se convierten en variables cefeidas. Véase también: Variables cefeidas; Estrella supergigante

Aunque casi todas estas supergigantes varían en cierta medida, las más masivas se vuelven inestables y sufren enormes erupciones. En 1846, Eta Carinae, con cerca de 100 masas solares (y una probable estrella doble), se iluminó hasta igualar a Sirio y Canopus, perdió más de una masa solar y luego se desvaneció hasta casi el límite de la visión a simple vista . Estas variables azules luminosas (LBV), además de otras luces menores similares, están perdiendo su envoltura de hidrógeno y pueden estar convirtiéndose en estrellas Wolf-Rayet ricas en helio, estrellas muy luminosas que han sido despojadas casi por completo de su hidrógeno exterior. Aunque la secuencia no está clara, es probable que las variables azules luminosas se conviertan primero en la variedad WN, rica en nitrógeno (cuyo nitrógeno se ha enriquecido a través de la fusión de hidrógeno por el ciclo del carbono) y luego en la especie WC, rica en carbono (el carbono de la fusión de helio más avanzada). Véase también: Estrella Wolf-Rayet

Mientras que la fusión de las estrellas intermedias se detiene en el carbono y el oxígeno, las supergigantes siguen adelante. El núcleo de carbono-oxígeno se encoge y se calienta hasta el punto en que puede comenzar la fusión del carbono, y luego el carbono y el oxígeno se convierten en una mezcla más compleja dominada por el oxígeno, el neón y el magnesio. La fusión del helio continúa ahora en una cáscara circundante que está anidada dentro de una cáscara que está fusionando hidrógeno. Una vez que la combustión de carbono ha seguido su curso, el núcleo de oxígeno-neón-magnesio sin soporte se encoge y se calienta, y ahora es el turno de la combustión de carbono para moverse hacia fuera en una cáscara. Cuando se calienta lo suficiente, la mezcla de oxígeno-neón-magnesio se enciende para arder en una dominada por el silicio y el azufre. Continuando el proceso, el núcleo desarrollado de silicio y azufre se calienta finalmente lo suficiente como para fusionarse de forma compleja con el hierro, con el núcleo de combustión de silicio envuelto en cáscaras de combustión de oxígeno-neón-magnesio, helio e hidrógeno.

Supernova

Cada etapa de fusión nuclear genera menos energía y, como cada una asume el papel de sostén de la estrella, cada una dura menos tiempo. Mientras que la fusión del hidrógeno tarda millones de años, el núcleo de hierro se crea a partir de la fusión del silicio en cuestión de semanas. El hierro no puede fusionarse y producir energía. El núcleo, de aproximadamente 1,5 masas solares y del tamaño de la Tierra, se colapsa de repente. Los átomos de hierro se descomponen en neutrones y protones. Bajo densidades aplastantes, los electrones libres se fusionan con los protones para formar aún más neutrones. Cuando el núcleo de neutrones en colapso alcanza densidades nucleares de 1014 g/cm3 (1014 veces la densidad del agua), rebota violentamente y el rebote arranca todas las capas exteriores.

Desde el exterior, el observador ve la explosión como una supernova de tipo II, que normalmente puede alcanzar una magnitud absoluta de -18. Las temperaturas dentro de las capas que explotan son lo suficientemente altas como para que una gran variedad de reacciones nucleares, desde la fusión de equilibrio de un elemento en otro hasta la rápida captura de neutrones, creen todos los elementos químicos hasta el uranio y más allá. El resplandor óptico procede principalmente de la fabricación de una décima parte de la masa solar de níquel radiactivo, 56Ni, que decae rápidamente en cobalto radiactivo y luego en hierro estable, 56Fe, que sale despedido hacia el cosmos junto con todo lo demás. Véase también: Radioactividad

La naturaleza del rebote no se comprende del todo. Por sí mismo, el rebote no explica la explosión de una supernova. Sin embargo, la fusión de protones y electrones del núcleo genera un gran número de neutrinos casi sin masa. Casi todo es transparente a los neutrinos. Los que se crean en el núcleo solar por la cadena protón-protón atraviesan la Tierra. Sin embargo, las densidades en torno al núcleo de neutrones que rebota son tan altas que los neutrinos quedan atrapados y probablemente contribuyen a empujar hacia el exterior las envolturas y los envoltorios circundantes. Los neutrinos que salen se llevan 100 veces más energía que la propia explosión. Durante un breve momento, la potencia de una sola supernova equivale a la del resto de las estrellas del universo visible. En las masas progenitoras más elevadas, se cree que las supernovas expulsan su energía en chorros bipolares, dando lugar a estallidos de rayos gamma (GRB) de mayor duración. Las supernovas, que son la progenie de las estrellas de tipo O, son raras, ya que se producen en la Vía Láctea a un ritmo de sólo una o dos por siglo, por lo que las probabilidades de que una esté cerca de la Tierra son, afortunadamente, pequeñas. Véase también: Estallido de rayos gamma; Neutrino; Supernova

Restos de supernova

Los restos de la explosión, llamados remanentes de supernova, están muy enriquecidos en hierro y otros elementos pesados y se expanden en el espacio durante siglos. La onda de choque de la supernova energiza el espacio interestelar, calienta vastas burbujas de gas a cientos de miles de grados y ayuda a comprimir la materia interestelar, desencadenando la formación de nuevas estrellas. Los elementos pesados se incorporan a las nubes moleculares. La mayor parte de la composición de la Tierra procede de generaciones anteriores de supernovas, cada una de las cuales aportó tal vez una montaña de masa. Acelerados por el choque, los electrones, protones y núcleos más pesados del entorno interestelar se acercan a la velocidad de la luz y atraviesan el universo como rayos cósmicos. Véase también: Rayo cósmico; Nebulosa del Cangrejo; Materia interestelar; Nebulosa; Onda de choque

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

La explosión dejó al descubierto un objeto compacto y caliente conocido como estrella de neutrones. Con sólo 25 km de diámetro, la estrella de neutrones está estabilizada por la presión de la degeneración de neutrones. La conservación del momento angular hace que la pequeña estrella gire decenas de veces por segundo, con su campo magnético compactado hasta un billón o más de veces más fuerte que el de la Tierra. La radiación sale a lo largo de un eje magnético inclinado y tambaleante, y si la Tierra se encuentra en su camino, se observa un “pulso” de radiación: la estrella de neutrones se denomina ahora púlsar. A medida que la estrella de neutrones irradia su energía, gira más lentamente y finalmente desaparece de la vista. Las estrellas de neutrones más magnetizadas, denominadas magnetares, pueden tener una intensidad de campo magnético superior a 100 billones de veces la de la Tierra, y están detrás de fenómenos como los púlsares de rayos X anómalos (AXP) y los repetidores de rayos gamma suaves (SGR), estos últimos liberando ocasionalmente ráfagas tan potentes que pueden afectar a la atmósfera terrestre. La Vía Láctea debe contener más de 100 millones de estrellas de neutrones silenciosas y casi invisibles. La detonación descentrada en las supernovas que crearon las estrellas de neutrones puede darles patadas que las hagan salir a velocidades muy superiores a las de la mayoría de las estrellas de la galaxia. Véase también: Estrella de neutrones; Púlsar

Más allá del límite de Chandrasekhar de 1,4 Mgraphic image 1, la presión de degeneración de los electrones no puede estabilizar una enana blanca, y ésta debe colapsar. Las estrellas de neutrones se encuentran cerca de este límite y están igualmente limitadas a unas 3 masas solares. Se espera que las estrellas del extremo superior de la secuencia principal creen núcleos de hierro que superen incluso esta masa límite. Los densos restos no pueden estabilizarse y, por tanto, también deben colapsar. Cuando una estrella en colapso supera un radio crítico en el que la velocidad de escape es aproximadamente la de la luz, se vuelve invisible y nace un agujero negro. Véase también: Agujero negro

Evolución de las estrellas dobles

Las estrellas dobles (binarias) son comunes, y más de la mitad de las estrellas de la galaxia tienen al menos una compañera. Si los componentes de una binaria están bien separados por decenas o cientos de unidades astronómicas, las estrellas evolucionan por separado como si fueran individuales. Sin embargo, si las estrellas están lo suficientemente cerca, y los límites críticos dependen de la masa, pueden afectarse profundamente entre sí y a sus cursos de evolución. Véase también: Unidad astronómica

Una binaria está formada primero por un par de estrellas enanas. La más masiva evoluciona primero hacia una gigante o incluso una supergigante. Si las dos están lo suficientemente cerca al principio, la gigante en crecimiento puede verse afectada por la estrella más pequeña. A medida que la gigante se hincha, se aproxima a una superficie de marea en forma de lágrima en la que los tirones gravitatorios de las dos estrellas (incluidas las fuerzas resultantes del movimiento orbital) son efectivamente iguales. Si la gigante o supergigante llega a la superficie de gravedad cero, la masa puede fluir a través de la punta de la lágrima hacia la estrella más pequeña. Si las dos están lo suficientemente separadas, la materia entrante fluirá primero hacia un disco alrededor de la enana, a partir del cual la enana acumulará masa. Si las dos están lo suficientemente cerca, la materia impactará directamente en la enana sin formar un disco. En cualquiera de los dos casos, el resultado es que la masa se transferirá, dando lugar tanto a una interesante actividad espectral como a que la estrella más masiva acabe convirtiéndose en la menos masiva. Uno de los ejemplos más espectaculares de este tipo de comportamiento es la binaria eclipsante Algol, en la que una enana de clase B absorbe masa de una gigante K. La pérdida de masa también puede envolver a la pareja en una envoltura común. Eso y las pérdidas de momento angular resultantes de la estrecha interacción, así como de los campos magnéticos que interactúan, pueden acercar a las dos estrellas y quizás incluso hacer que se fusionen.

La gigante acaba produciendo una nebulosa planetaria y luego se convierte en una enana blanca. La pérdida de masa ha dejado a la enana blanca casi sin hidrógeno, quizás sólo una fina piel en su superficie. Si las dos estrellas se han acercado lo suficiente, la enana blanca puede estirar tímidamente a la enana restante (normalmente una estrella G, K o M) hasta la superficie de gravedad cero, que puede entonces transferir masa, principalmente hidrógeno, de nuevo a la enana blanca. Las inestabilidades en el disco de acreción, así como la ionización y la iluminación del flujo por un punto caliente creado por los gases que interactúan, convierten al par en una variable cataclísmica (CV) parpadeante. Cuando la capa de hidrógeno fresco es lo suficientemente gruesa, comprimida y caliente, se quema de forma explosiva a través del ciclo del carbono, y el desbordamiento termonuclear crea una nova que brilla hasta la magnitud visual absoluta MV = -10 aproximadamente. Cada año se observan varias novas, con una de primera magnitud cada pocas décadas. Dado que una nova es sólo un fenómeno superficial y no afecta mucho a las estrellas de la binaria, el sistema vuelve a su comportamiento CV anterior, y después de 100.000 años puede producir una explosión de nova de nuevo. Véase también: Variable cataclísmica; Nova

En las combinaciones más amplias de enana y enana blanca, la enana ordinaria acabará por iniciar su propia evolución y convertirse en una gigante. Si la gigante recibió masa de su compañera cuando era una enana (quizás a través de un viento), la gigante puede haberse contaminado con subproductos de la fusión nuclear y aparecer como una estrella de bario, anómalamente rica en bario y otros elementos. A medida que la gigante crece, pasa su masa a la enana blanca a través de su vigoroso viento o mediante un disco de acreción. La enana blanca caliente, o una capa límite caliente entre un disco de acreción y la superficie de la enana blanca, da ahora a la binaria características duales, las de una estrella caliente y fría al mismo tiempo. Estas estrellas simbióticas pueden variar drásticamente, y el hidrógeno transferido puede dar lugar a reacciones de fusión a largo plazo. Véase también: Estrella simbiótica

Supernovas enanas blancas

Existen dos tipos de supernovas bastante diferentes. Las supernovas de tipo II tienen hidrógeno en su espectro. Se producen en los discos galácticos, donde residen las estrellas jóvenes de gran masa, y se producen por el colapso del núcleo de hierro. Las de tipo I, sin embargo, no presentan hidrógeno en su espectro. Se dividen en tres categorías: Las supernovas de tipo Ia muestran una línea de absorción (véase su concepto jurídico) de silicio ionizado, mientras que las de tipo Ib exhiben helio en lugar de silicio, y las de tipo Ic no tienen ninguna de las dos cosas, o a lo sumo un helio débil. Mientras que las supernovas Ib e Ic también se limitan a los discos de las galaxias anfitrionas, las supernovas Ia se producen tanto en los discos como en los halos de las galaxias, donde no hay estrellas de gran masa. La estrella de Tycho de 1572 y posiblemente la de Kepler de 1604 fueron supernovas de tipo Ia.

La variedad Ib (y algunas de las Ic) se producen probablemente por el colapso del núcleo en estrellas masivas Wolf-Rayet pobres en hidrógeno. Las enanas blancas en sistemas dobles son candidatas obvias al tipo Ia. Cuanto más masiva sea la enana blanca que la recibe, más rápidamente alcanzará el hidrógeno fresco el punto de inflamación de la nova. Si la enana blanca es lo suficientemente masiva, el intervalo entre novas sucesivas es menor que el tiempo durante el cual se han observado las novas, y éstas se vuelven recurrentes. Por ejemplo, RS Ophiuchi y su cohorte producen una nova cada 20 años aproximadamente. Cada nova deja un poco de materia residual, por lo que la enana blanca aumenta su masa. Si se sobrepasa el límite de Chandrasekhar, la estrella debe colapsar y arder catastróficamente, produciendo una supernova de tipo Ia. Un segundo escenario que podría producir supernovas de tipo Ia es la fusión de las estrellas de un sistema doble de enanas blancas en el que la suma de las masas supera el límite de Chandrasekhar. Las supernovas de tipo Ia son aún más brillantes que los eventos de tipo II de colapso del núcleo, y pueden alcanzar un VM = -19. El brillo de las supernovas de tipo Ia sólo es superado por los raros eventos de colapso del núcleo que probablemente están relacionados con los GRB. Las supernovas de tipo Ia también depositan más hierro en el cosmos que las de tipo II, normalmente tres décimas de masa solar. Todo el hierro del universo procede de las supernovas. Véase también: Hierro

Aunque los orígenes de las explosiones de tipo Ia no están totalmente circunscritos, las supernovas tienen magnitudes absolutas tan predecibles que pueden utilizarse para medir distancias a galaxias lejanas y determinar no sólo la constante de Hubble, sino también características más sutiles de la expansión del universo. Véase también: Universo en aceleración; Cosmología

Enriquecimiento de elementos pesados

El resultado global de la evolución estelar es que las estrellas se convierten en gigantes que luego se transforman en enanas blancas, o en estrellas intrínsecamente más masivas que se convierten en supergigantes que luego crean estrellas de neutrones o agujeros negros. A lo largo de esta evolución, las estrellas devuelven enormes cantidades de materia enriquecida a las nubes generadoras de estrellas del espacio interestelar. Por tanto, las generaciones posteriores de estrellas tienen más elementos pesados que las anteriores. La modelización por ordenador de la composición química observada, empezando por el hidrógeno y el helio del Big Bang, puede reproducir fielmente la composición química del Sol, por ejemplo, lo que constituye una poderosa prueba de que las teorías son correctas. La Tierra, formada casi en su totalidad por elementos pesados, es un destilado de los gases solares, y sólo existe como resultado de la acción combinada de las estrellas. Véase también: La teoría del Big Bang.

Datos verificados por: Thompson
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Recursos

Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Estrella: Star

Véase También

Estrella binaria; Agujero negro; Enana marrón; Constelación; Galaxia; Estallido de rayos gamma; Gravedad y gravitación; Estrella de neutrones; Nova; Fusión nuclear; Órbita; Gigante roja; Sistema solar; Cúmulo de estrellas; Galaxia de estallido estelar; Campo magnético estelar; Sol; Supernova; Estrella variable; Enana blanca

Bibliografía

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