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Vida y Muerte de las Estrellas – Una explicación sencilla

 “Las  estrellas son como el sarampión: llega un momento en que acaban.”

Samuel Hoffstein

La teoría moderna de la evolución estelar viene a decirnos lo siguiente:  por todas partes de la Galaxia hay nubes de hidrógeno interestelar; masas de gas vagas, tenues, llamadas nebulosas.

Por razones no del todo claras se forman partes especialmente densa en la nebulosa, las cuales ejercen una mutua atracción gravitatoria lo bastante fuerte para hacerlas unirse en “apelotonamientos” cada vez mayores, conocidos como protoestrellas porque se trata  de  estrellas en formación.  La gravedad es la fuerza aglutinadora de tales masas, como también esa misma fuerza en la Tierra, tiende a hacer caer todos los objetos sobre la superficie, atrayéndolos inexorablemente hacia dentro.

A medida que el gas de que se compone la protoestrella se comprime mas y más en su búsqueda del centro, va ganando temperatura, lo mismo que el aire suministrado por una bomba de bicicleta se calienta según se va comprimiendo dentro del neumático, como lo demuestra el calor creciente de la válvula al bombear.  Pues bien, es el propio calor lo que detiene la contracción gravitatoria de la estrella, al hacer que aumente la presión en el centro, con lo que fuerza a separarse los átomos de gas, que a su vez impiden el derrumbamiento hacia dentro de las capas exteriores.  La estrella se convierte así en un mecanismo delicadamente equilibrado, y su tendencia a desmoronarse sobre sí misma se compensa con la presión que ejerce el gas interior.

Pero semejante equilibrio sólo se da cuando la temperatura del gas en el centro de la estrella llega ser de muchos millones de grados.  En una estrella cono el Sol, el centro alcanza una temperatura de 15.000.000º C y una densidad aproximada de 160 veces la del agua.  En el 3% del volumen de una estrella como el Sol, correspondiente a la región más interior, es donde se concentran las dos terceras partes de su masa, la temperatura y la densidad llegan a ser tan altas que se producen reacciones nucleares.  En el conjunto de la estrella, los átomos de hidrógeno de que esta hecha se han disgregado, debido a la fuerza de las colisiones que ocurren entre ellos como resultado de la alta temperatura;  el átomo de hidrógeno es tan simple que al disgregarse sólo quedan dos partes: un electrón y un protón, el denso núcleo central.  En el mismo centro de la estrella los protones han sido forzados a apretase tanto unos con otros que hay bastantes probabilidades de que los protones se unan en una nueva disposición.  Con la adición de dos electrones, se forma una partícula alfa, que es la densa parte central, o núcleo, de un átomo de helio.  Al convertirse los  núcleos de hidrógeno en un núcleo de helio hay una descarga de energía , sobre todo en forma de rayos gamma, los cuales son partículas de luz, o fotones, similares a la luz  pero un millón de veces más energéticos.

Los rayos gamma se dispersan lentamente hacia fuera de la estrella, degradándose de paso y finalmente abandonan la superficie sobre todo como luz  radiación infrarroja.  Es esta luz la que, después de viajar por el espacio, permite que veamos las estrellas.  En realidad, la  luz solar que hoy percibimos es el resultado de los rayos gamma emitidos desde el centro del Sol por obra de las reacciones nucleares, de la que proporciona un vestigio fósil.

La producción de energía que se da en una estrella se puede considerar una brillante demostración de la famosa ecuación de Einstein E= mc2, es decir, masa y energía son equivalentes, y una puede convertirse en la otra si se dan las condiciones adecuadas.  Cada vez que los protones se convierten en núcleo de helio, el 0,7% de la masa de aquellos se transforma en energía radiactiva.  Aunque se trata de una pequeña cantidad, esas conversiones ocurren tan repetidamente que una estrella como el Sol irradia cuatro millones de toneladas de masa cada segundo de su vida.

A tal ritmo de consunción incluso una masa tan grande como la del Sol tiene que menguar apreciablemente en el transcurso del tiempo y disponer de menos hidrógeno para mantener su índice de producción de energía.  Así llega un momento en que la estrella queda desequilibrada, incapaz de ofrecer suficiente resistencia a su propia atracción gravitatoria.  Su centro empieza a contraerse y sus partes exteriores a expandirse, con lo que se produce una estrella gigante roja.

Comparación Gigante Roja vs Sol

En una estrella  como el Sol, esto ocurre a una edad de 10.000 millones de años. (Así que aún nos quedan unos 5.000 millones de años antes de que el Sol crezca hasta la órbita de la Tierra).  Todavía tiene lugar la fusión de los protones de hidrógeno en un núcleo de helio; pero no en el centro sino en una capa que lo rodea.  El centro de la estrella, que ahora se compone principalmente de helio, libera energía primero contrayéndose, pero, al hacerlo (si es lo bastante grande) acaba por alcanzar suficiente densidad y temperatura  para que  se inicie una nueva clase de reacción nuclear. Entonces la estrella se pone a convertir los núcleos de helio en núcleos de carbono mediante lo que se conoce como proceso triple alfa, porque consiste en la unión de tres núcleos de helio, o partículas alfa, para formar un núcleo de carbono.

Esta nueva conversión de energía en el proceso triple alfa detiene la contracción del centro de la estrella, pero solo por algún tiempo.  Dado que el proceso triple alfa es un medio mucho menos eficaz de generar energía que la fusión de hidrógeno en helio, la estrella permanece como gigante roja nada más que durante un período relativamente breve.  Sus regiones centrales  se contraen todavía más y, si la estrella es suficientemente masiva, la contracción hace que  el centro alcance la temperatura necesaria para que se produzcan ulteriores reacciones nucleares.  En ellas, los núcleos de helio se unen sucesivamente a núcleos de carbono para formar otros más pesados, como núcleos de oxígeno, neón, magnesio, silicio y, posiblemente, hasta de hierro.  Cada vez hay menos energía disponible para estas reacciones,  las cuales sólo por poco tiempo son capaces de posponer la contracción final del centro de la estrella hasta alcanzar un estado de alta densidad, que se conoce como el de materia degenerada, cuando la gigante roja se convierte en enana blanca.

Porque la contracción que se ha producido es enorme, también lo es la densidad de la enana blanca, con lo que un bloque de centímetro de lado de esa materia  pesaría una tonelada.  Abandonada a sí misma, la enana blanca se enfría de modo gradual, pasando primero rápidamente, en su incandescencia, del blanco al amarillo y luego, con más lentitud, al rojo.  Y según va haciéndose más roja, pierde luminosidad hasta que al fin desaparece de la vista.  En su ultima etapa, esta estrella es lo que se llama una enana negra.

Nebulosa de la Hélice, con una Enana Blanca en el centro

En 1932, el astrofísico americano de origen indio S. Chandrasekhar dio a conocer un admirable teorema, mediante el  que demostraba que la masa de ninguna enana blanca puede ser más de 1.4 veces, aproximadamente, la masa del Sol.  Una estrella de mayor masa que tendiera a convertirse en enana blanca no podría contrarrestar su propia fuerza de gravedad y se desmoronaría, transformándose en algo diferente.

Pero, ¿qué pasa si la Masa es superior al límite comentado?

Esto lo dejamos para un posterior Post, sobre Supernovas de Estrellas Masivas 🙂

Astrónomos aficionados + iPhone / iPad = Star Walk

Aunque me encanta la Astronomía, siempre me he tirado más por el “lado teórico” y había dejado siempre de lado el observacional. Si miraba al cielo por la noche, reconocía muy pocas constelaciones, estrellas y planetas, así que me puse en busca de algún programa que me ayudara en la inmensidad del espacio.

Tras múltiples pruebas con distintos programas en el iPad y en el iPhone (y he probado muchísimos), ya creo que he dado con el perfecto, para mi gusto y necesidades, claro 🙂

Os adjunto aquí algunas imágenes capturadas directamente de mi iPad. En ellas se ve que de una manera sencilla podemos guiarnos en el cielo (el programa se geolocaliza automáticamente), podemos (tocando un objeto astronómico) sacar información, … incluso decirle qué estrella, planeta, … queremos ver y el programa nos guiará con una flecha.

Por último os dejo un vídeo demostrativo que he encontrado en la página del fabricante que ilustra bastante bien cómo funciona.

 

El descubrimiento de los Púlsares (Parte 3). La Distancia del Púlsar

En la anterior entrada de esta serie había quedado ya claro que no eran señales de “hombrecillos verdes”. Ahora quedaba ver lo lejos o cerca que estaba.

El equipo de Cambridge procedió a realizar algunas mediciones, para lo cual se sirvió de dos radiorreceptores que funcionaban a la vez pero con frecuencias distintas. Los impulsos observados en las dos frecuencias llegaban en tiempos diferentes; es decir, un mismo impulso que viajara en la onda más larga, llegaba después que si lo hiciera en la más corta. De este modo, la asincronía entre las dos señales mostraba que las radiofrecuencias viajaban por el espacio interestelar a distintas velocidades, un efecto llamado dispersión (que se ampliará en una sección posterior).

Si el espacio estuviera realmente vacío, todas las ondas de radio viajarían a la velocidad de la luz; sin embargo el espacio interestelar no está vacío: contiene plasma, gas de baja densidad en el que hay electrones libres, y, a causa de esto, las ondas de radio que se mueven a través de él (en especial las largas) ven frenada su velocidad – la de la luz – en muy pequeña pero perceptible proporción.

Plasma

La cantidad de velocidad que pierden las ondas de radio depende de  la densidad de los electrones en el plasma. En el espacio interestelar suele ser 2,54 centímetros por segundo de los 300.000 kilómetros por segundo de la velocidad de la luz. La diferencia de tiempo así originada en la recepción entre los impulsos captados en las diferentes longitudes de onda se llama “medida de la dispersión“, y depende del cuadrado de la densidad de electrones multiplicado por la distancia de la estrella. Dando un valor determinado a la densidad de los electrones en el espacio (ya había sido estudiada anteriormente por otros medios), los astrónomos pudieron calcular la distancia de la radiofuente pulsante en unos doscientos años luz, situándola así entre las estrellas y no junto al Sistema Solar o completamente fuera de la Galaxia. Aunque es mínima la reducción que el plasma ejerce en la velocidad lumínica de las ondas de radio, las distancias que éstas recorren es tan grande que la diferencia de velocidad produce una asincronía mensurable de, por lo general, un segundo.