Uno de los grandes logros del siglo XX fue el poder comprender la evolución de las estrellas. El estudio de la vida de las estrellas es un tema apasionante. Esperamos que te resulte interesante.

Una estrella es una enorme esfera de materia en estado de plasma a alta temperatura que gira sobre su eje. Está constituida casi en su totalidad por hidrógeno y helio, más trazas de otros elementos químicos. En el centro de las estrellas se realizan reacciones de fusión termonuclear, a través de las cuales se transforma la materia en energía, en luz.

La presión en el núcleo de una estrella eleva la temperatura considerablemente. Bajo estas condiciones se fusionan cuatro núcleos de hidrógeno para formar uno de helio. Cuatro núcleos de hidrógeno pesan un poco más que uno de helio, por lo que la diferencia de masa se transforma en energía, emitida como radiación de alta energía, en forma de luz. La cantidad de energía que se libera es enorme.

Aunque las estrellas no son seres vivos, los astrónomos han optado por nombrar a las diferentes etapas de la evolución estelar con términos como vida, nacimiento, madurez y muerte. Ello facilita la comprensión del proceso, aunque literalmente hablando, se entiende que una estrella no nace ni muere.

La mejor manera de visualizar la evolución estelar es a través del diagrama de Hertzsprung- Russell, mejor conocido como diagrama HR. A principio del siglo XX, los astrónomos E. Hertzsprung y H.N. Russell elaboraron este diagrama con la intención de graficar las estrellas tal y como se observan en función de su temperatura, magnitud, luminosidad y tipo espectral.

Se ha clasificado a las estrellas de acuerdo con su masa, es decir, la diferente cantidad de materia que contiene cada una de ellas. Se distinguen tres grupos de estrellas: estrellas de poca masa, estrellas de masa mediana y estrellas muy masivas. ¿Es fácil recordarlo verdad?

Revisemos sus características

Ahora veamos las etapas de la evolución estelar.

Nacimiento de las estrellas.

Aun cuando parece que las estrellas no cambian, sufren varias transformaciones a lo largo de su vida. Tanto su nacimiento como su muerte dependen de su masa. Todas las estrellas inician su formación dentro de una enorme nube de gas y polvo cósmico llamada nebulosa. Las nebulosas están constituidas fundamentalmente por átomos de hidrógeno y helio, que darán lugar a nuevas estrellas.

El proceso de formación de estrellas se inicia cuando una perturbación externa, como puede ser la explosión de alguna estrella cercana, altera a la nebulosa. Entonces, una sección de ella comienza a contraerse debido a la atracción gravitacional de las partículas que la forman. Este colapso gravitacional hace que, poco a poco, el material se contraiga cada vez más e incremente su temperatura y densidad. La nube comienza a girar y en el centro se forma una protoestrella.

Fuente: Wikimedia

Muy pronto, en el núcleo de la protoestrella, se inician las reacciones termonucleares, y es a partir de ese momento que la protoestrella se transforma en una estrella con brillo. La materia que queda en la periferia de la estrella se colapsa en un disco perpendicular al eje de rotación y, a partir de este disco, se formarán planetas, satélites o asteroides en algunas estrellas.

Madurez estelar

Cuando la estrella comienza a brillar, entra en un largo y estable periodo de madurez, a lo largo del cual va a mantener su tamaño, brillo y temperatura, y durante el cual transforma su reserva de hidrógeno en helio. Es en este momento que se le ubica, de acuerdo con su masa, en la banda diagonal curva del diagrama HR llamada secuencia principal.

El Sol, como ya dijimos antes, está ubicado en el centro de la secuencia principal por ser de masa mediana y de color amarillo. La etapa de madurez de nuestra estrella durará 10 000 millones de años, y se calcula que actualmente se encuentra a la mitad de su vida.

Muerte estelar

La muerte de las estrellas también está regida por su masa. Según la cantidad de masa que contenga una estrella, su muerte puede ser intrascendente o espectacular.

Estrellas de masa mediana. Las estrellas de este grupo llegan a su muerte tras una fascinante evolución. Cuando las estrellas amarillas, como el Sol, consumen todo el hidrógeno en su interior, el núcleo se vuelve muy pequeño, bastante comprimido y constituido de helio. Pero en la capa que rodea al núcleo, continúan las reacciones de fusión de hidrógeno a helio. Ojo: la fusión ya no se realiza en el núcleo, sino en la capa de encima. En esta capa, la temperatura es altísima, por lo que la fusión es muy eficiente y da lugar a que la estrella se vuelva muy grande y muy brillante. Entonces, se convierte en una estrella gigante.

Enseguida, esa capa a alta temperatura que envuelve al núcleo se expande, por lo que se enfría y se vuelve roja, dando origen a una estrella gigante roja. Una estrella gigante roja es 100 veces más grande, y cientos de veces más brillante de lo que era. La gigante roja ya no pertenece a la secuencia principal, y es colocada en la parte superior derecha del diagrama HR. Se ha detectado y estudiado un gran número de este tipo de estrellas. Un ejemplo de ellas es Betelgeuse, ubicada en la constelación de Orión. Cuando el Sol llegue a convertirse en GR, Mercurio, Venus y la Tierra quedaran en su interior. Si todavía hay vida en la Tierra en ese momento, se terminará y se destruirá todo lo que haya en la superficie. ¿Te imaginas? Después de convertirse en GR, lanza al espacio su atmósfera, formando una nebulosa planetaria que rodea al núcleo, que emite luz de muy alta intensidad, ya que sigue incandescente a 1000000^oC. Esta luz hace brillar a la nebulosa planetaria, que tiene una apariencia muy bella por la variedad de colores que presenta. El núcleo de la estrella se contrae hasta llegar al tamaño de la Tierra, y se convierte en una enana blanca, que es una estrella extremadamente densa (a menor radio, mayor masa): 1 cm³ pesa una tonelada. En este momento, cambia de posición en el diagrama HR y se ubica en la parte central inferior. Poco a poco se enfriará hasta convertirse en enana negra, que es una estrella muerta y desaparece del diagrama HR.

Muerte estelar (estrellas muy masivas)

Las estrellas de gran masa, las gigantes azules, terminan su vida en forma sorprendente. Ya dijimos que su vida es corta (sólo 10 millones de años) porque consumen hidrógeno muy rápido. Una vez agotado el hidrógeno, la estrella empieza a realizar reacciones de fusión en la siguiente secuencia: de helio a carbono y oxígeno; enseguida, de carbono a neón y magnesio; después, de oxígeno a silicio y azufre, y por último, de silicio a hierro. Una vez que la estrella ha fabricado una zona central de hierro, ya no hay forma de generar energía mediante fusión nuclear. A este proceso se le llama nucleosíntesis.

En el núcleo de la estrella se generan presiones muy elevadas que fusionan electrones y protones, lo que resulta en la formación de neutrones y la liberación de energía. Como consecuencia, el núcleo de la estrella sufre una contracción gravitacional y se colapsa en un segundo, y las capas exteriores se desploman sobre él. Como el núcleo formado por neutrones o estrella de neutrones es muy duro, las hace rebotar violentamente, dando origen a una explosión conocida como supernova. En ese momento, se crean elementos más pesados que el hierro, tales como mercurio, plata, plomo, oro y uranio. Entonces, las capas exteriores se expanden a gran velocidad para formar una nube que pone de manifiesto los efectos de la explosión. La supernova arroja todos los elementos recién formados al espacio interestelar, lo que más tarde contribuirá a formar otras estrellas y, en la Tierra, la vida. Las supernovas y las estrellas de neutrones no aparecen en el diagrama HR porque se estudiaron muchos años después de la elaboración del mismo.

Fuente: Wikimedia

Durante las semanas que siguen, mientras las capas se expanden a varios kilómetros por segundo, su luminosidad es enorme. Equivale a la de 1 000 millones de soles. Existen varios registros de explosiones de supernovas observadas en China.

¿Crees que todo termina ahí? ¡Pues no es así! En el centro de la nube sigue la estrella de neutrones. Si la masa de la estrella original era mayor a la masa solar en un rango de 6 a 30 veces, la estrella de neutrones inicia un funcionamiento particular que la convierte en un pulsar, pero si la masa es mayor a 30 masas solares entonces se forma un hoyo negro.

La estrella de neutrones o pulsar es un cuerpo 100,000 veces más pequeño que el Sol, por lo que no se puede ver en luz visible. Tiene una densidad altísima y rota muy rápido sobre su eje. Por sus polos magnéticos emite un haz de ondas de radio en forma de pulsos. Conforme el pulsar rota, lanza dichos pulsos de radio, por lo que parece un faro. Desde la Tierra captamos esos pulsos con radiotelescopios. Se conocen alrededor de 1500 pulsares en nuestra galaxia. Los pulsares funcionan por mucho tiempo y paulatinamente se van frenando hasta que se apagan y dejan de emitir ondas de radio. Los pulsares fueron descubiertos en 1967, mucho tiempo después de haber sido creado el diagrama HR, es por eso que no aparecen representados en él.

Ahora veamos que es un hoyo negro.

Los hoyos negros, dentro del campo de la Astrofísica, se consideran como un fenómeno exótico y no aparecen en el diagrama HR. Han sido clasificados en dos tipos: estelares y extragalácticos.

Mencionamos anteriormente que una estrella muy masiva, al estar muriendo, origina la formación de una estrella de neutrones a partir del colapso del núcleo y la explosión de una supernova con el material que rodea al núcleo. Cuando, con el paso del tiempo, la estrella de neutrones captura suficiente material gaseoso del medio que le rodea e incrementa su masa notablemente, la fuerza de gravedad domina sobre la estrella y se vuelve a colapsar para formar un hoyo negro constituido por materia infinitamente densa (mucha masa en poco espacio). Se le llamó hoyo negro porque ni siquiera la luz puede escapar de él, y por lo tanto son invisibles. Ya a finales del siglo XVIII, Laplace había demostrado que un cuerpo muy masivo impide a la luz escapar de su superficie.

Si quieres saber un poco más sobre hoyos negros puedes consultar el siguiente sitio: bibliotecadigital.ilce.edu.mx link

Autoevaluación

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