La vida de las estrellas

Aunque pueda parecer que las estrellas son eternas, en realidad son como nosotros: nacen, crecen, se reproducen y mueren. La diferencia es que su nacimiento, vida y muerte son mucho más impetuosos que los nuestros y además se reproducen una vez muertas.

Al principio, se las asociaba con eventos mitológicos, o incluso con los propios dioses  , pero hoy en día las vemos como una fuente de conocimiento sobre lo que hay mas allá de nuestro sistema solar y sobre el comportamiento del propio universo. También son una forma de ver el pasado del universo y predecir como se comportara en futuro.

Cuando miramos al cielo nocturno en Luna Nueva, podemos ver una cantidad casi incontable de puntos de luz sobre un tenue y azulado fondo. En las ciudades, debido a la contaminación solo apreciamos algunos puntos muy brillantes. Cada uno de esos puntos brillantes tiene su propia historia.

Al principio, se las asociaba con eventos mitológicos, o incluso con los propios dioses  , pero hoy en día las vemos como una fuente de conocimiento sobre lo que hay mas allá de nuestro sistema solar y sobre el comportamiento del propio universo. También son una forma de ver el pasado del universo y predecir como se comportara en futuro.

Antes de explicar la vida de una estrella cabe hacer hincapié en dar unas breves aclaración sobre que es la fusión nuclear. La fusión nuclear es una reacción en la que se unen dos núcleos ligeros para formar uno más pesado. Cuando esto sucede el nuevo núcleo tiene menos masa que la suma de los núcleos que lo formaron, esta deficiencia es debido a que durante el proceso de fusión parte de la masa se convierte en energía; esta conversión se relaciona de acuerdo a la fórmula E=mc2.

Para que la fusión nuclear pueda llevarse a cabo, es necesario ganar a las fuerzas de repulsión que se dan dentro del núcleo de un átomo (protones), para esto se debe aplicar cantidades inmensas de energía. Este proceso se lleva a cabo elevando la temperatura de núcleos ligeros ( núcleos de menor masa que el hierro) a varios miles de grados , esta temperatura logra convertir la materia en plasma, cuarto estado de agregación de la materia.

Diagrama de la fusión nuclear de dos isótopos de hidrógeno.

 

Si miramos hacia la constelación de  Orión y nos fijamos en un punto especifico conocido como   “la espada” veremos tres puntos. Esta nube es lo mas parecido a una estrella en su fase primigenia.

Constelación de Orión

 

Las estrellas se forman de enormes nubes de gas y polvo que poseen una densidad muy alta de átomos y moléculas como lo que ocurre ne la constelación de Orión. La distribución de densidad de estas partículas no son uniformes por lo que en algunas zonas habrá mayor concentración de materia pudiendo dar lugar a un colapso gravitatorio.

Conforme ocurre este colapso, aumenta la presión en el centro de la nube con lo cual aumenta su temperatura, condiciones idóneas para la fusión de núcleos atómicos de . A la nube se le agregara cada vez mas masa por lo que cada vez producirá mas energía por fusión, esta energía es transportada a las capas mas externas hacia fuera del gas por lo que la estrella empezará a brillar.

Según el tamaño de la estrella su infancia puede durar desde unos pocos millones de años para las estrellas que son muy masivas a cientos de miles de millones de años para las estrellas más pequeñas, las estrellas masiva realizan mas rápido el proceso de infancia debido a que cuanto mas masa posean mayor será temperatura en el núcleo que repercute en un gasto mayor del combustible de la estrella. Durante toda su infancia la estrella se dedica a fusionar el hidrógeno dentro de su núcleo formando helio.

Tras este tiempo el disco de polvo que hay alrededor de la estrella comienza a condensarse por acción de la gravedad formando protoplanetas y planetas, esta fase es conocida como secuencia principal. Después de consumir todo el hidrógeno la estrella entra a la madurez y de una manera rápida y violenta a la vejez. El núcleo en este momento estará compuesto básicamente de helio, cuya carga energética para fusionarse es mayor que la del hidrógeno.

En este momento las estrellas de masa pequeña ( masa inferior a ocho veces la masa del  sol )  no pueden fusionar el helio por ellas mismas por lo que dejan de producir energía. Tras esto la estrella comienza el proceso de colapse sobre si misma consiguiendo aumentar su temperatura produciendo energía. Con esta energía la estrella vuelve a expandirse enfriándose en el proceso poco a poco adquiriendo un color rojizo, la estrella en este momento es conocida como gigante roja.

Finalmente llega el momento el núcleo deja de colapsarse y por lo tanto de producir energía. Las capas exteriores al núcleo empiezan a caer hacia el núcleo rebotando sobre un núcleo inerte y frío saliendo despedidas al exterior. Por lo que las estrellas de masa pequeña han llegado a su final produciendo una nebulosa planetaria.

Nebulosa planetaria

Ahora bien , en las estrellas masivas ocurren un desarrollo, pero el proceso de fusión continua cuando el núcleo esta compuesto en su totalidad de carbono y oxigeno formando elementos mas pesados como silicio o azufre. Cuando es consumido todo el carbono del núcleo la estrella comienza el proceso de colapso.

Al fusionarse todo el silicio aparece una región en el núcleo extremadamente densa. El resto del núcleo tarda mas tiempo en alcanzar una densidad tan alta por lo que toda esta zona de densidad mas baja empieza a precipitarse a la zona con más densidad a velocidades próximas a la de la luz. Esta precipitación producen vibraciones que arrancan las capas más externas provocando una explosión gigante, también llamada “supernova”. Tras esta explosión la estrella masiva ha llegado a su fin.

Fotografía de la supernova de Kepler.

 

Esta explosión arroja los elemento creados en la estrella al medio interestelar, con lo que estos elementos pueden formar parte de una nueva estrella o del material que órbita alrededor de ellas.

 

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