No es que nos vayamos a poner románticos, pero hablemos un poco sobre la separación, por lo general drástica, que marca el final de la vida de una estrella. En primer lugar veremos estableceremos lo que entendemos por "vida" de una estrella para entender las formas posibles en las que puede concluir.
Estrella muerta y adecuadamente despedazada. El pequeño punto brillante del centro es lo que quedó del núcleo, mientras que la estructura en forma de anillo de colores es lo que constituyó en el pasado la parte exterior de la estrella. Este es un ejemplo de nebulosa planetaria llamada M57.
Como ya se había mencionado en otras entradas (véase Brillando bajo presión) las estrellas son sistemas regulados por el calor que producen. Y siempre hemos de recordar que una estrellas es una enorme esfera de gas (ok ok, en realidad es plasma, pero un tipo de gas a fin de cuentas). Y al estar la parte interna de esta esfera de gas sometida a muy alta presión por tener que soportar el enorme peso de las capas exteriores se calienta llegando a temperaturas sumamente elevadas, y como el hecho de que un cuerpo se encuentre muy caliente implica que sus partículas se estén moviendo muy rápido, se tienen las condiciones suficientes como para iniciar el proceso de fusión nuclear, que consiste en chocar un núcleo de un átomo contra otro a velocidades tan altas que se queden pegados formando un nuevo núcleo mas grande. De esta manera, las estrellas fusionan su componente mas abundante que es el Hidrógeno para generar Helio el cuál se va a cumulando en el centro (por ser mas pesado que el Hidrógeno, el Helio "cae" al centro de la estrella).
De esta manera la estrella va fabricando átomos cada vez mayores, pasando por el litio, berilio, oxigeno, nitrógeno, etc etc, hasta llegar al Fierro. Pero las condiciones de presión y temperatura necesarias para fusionar Fierro no las puede alcanzar una estrella ya que se requiere tanto calor, por lo tanto, un presión tan elevada que implica un masa que haría que la estrella se autodestruya instantáneamente antes de alcanzarla. Por lo que tener un núcleo lleno de Fierro implica el final de la actividad normal de una estrella. Es lo que se le llama "fin de la vida adulta de la estrella" o en términos astronómicos, "salir de la secuencia principal".
En cuanto suceda que la estrella sale de la secuencia principal pasa a una etapa llamada "Gigante roja" que dura unos cuantos millones de años (muy poco para términos de la vida de una estrella) en la cuál fusiona Helio para producir núcleos de átomos mayores. Pero el tiempo que tarde dentro de la secuencia principal y lo que pase cuando sale ya dependerá de cada estrella, veamos algunos casos:
Posibles rutas de evolución, es decir, diferentes tipos de "vidas" que pueden tener las estrellas en función de la masa que tengan.
Estrellas muy chicas.- Para estrellas que tenga la mitad de la masa del sol o menos, tardarán mucho en terminarse el hidrógeno disponible ya que en sus núcleos tendrán presiones y temperaturas para mantener la fusión sólo en regiones limitadas. Y al terminar de fusionar todo el hidrógeno del núcleo y llenarse este de Helio, la estrella se encontrará en una situación en la que será una esfera de Helio cubierta de una delgada capa de Hidrógeno. Pero esa capa no será lo suficientemente pesada como para comprimir el Helio lo suficiente como para fusionar el Helio, por lo que la fuente de energía de la estrella se apagará y la estrella habrá terminado su "vida" entrando en una etapa conocida como "enana roja" en la cuál se irá enfriando lentamente hasta llegar a ser una "enana blanca" y por último una "enana negra". Esta última es ya la etapa final, un cuerpo frío que no genera energía y es muy parecido a un planeta como Júpiter en versión gigante.
Estrellas de masa media.- Cuando la estrella es mayor a las 0.5 masas solares el Helio producido se acumula formando un núcleo de considerable masa cuya gravedad llega a comprimir las capas de Hidrógeno directamente sobre él permitiendo que continúe la fusión aunque esta vez sería fuera del núcleo. Este proceso continúa hasta que se acumule tanto Helio que se den las condiciones para iniciar la fusión de este elemento. Así comienza a cadena CNO que es una seria de reacciones nucleares que produce toda una variedad de elementos químicos pesados. En estas estrellas, se genera una gran cantidad de energía en esta etapa tardía de su vida, por lo que las capas exteriores se calientan y se expanden, pero dicha expansión provoca que la parte mas exterior de la estrella sea mas fría y se vea roja, de ahí que estas estrellas viajas se les llama "gigante roja".
El final de esta etapa llega cuando el cuerpo se torna inestable y comienza a arrojar las capas exteriores formando una nebulosa planetaria, al suceder esto el núcleo se queda sin las capas que lo presionaban y consecuentemente se detiene la fusión por lo que se comienza a enfriar y termina sus días como una enana blanca.
Estrellas muy masivas.- Ahora llegamos a lo bueno, las estrellas masivas. En estos cuerpos con núcleos enormes, no solo se fusiona Hidrógeno y Helio sino que se logran las condiciones para fusionar otros elementos expandiendo la estrella hasta tamaños considerables, y como se mencionó antes, llegando hasta el Hierro. Pero en estos casos el momento en el que se detiene la fusión es cuando el núcleo se llena de Hierro, lo que causa un repentino descenso en el temperatura. Y manda a las capas exteriores acelerándose en caída sobre el núcleo hasta que "rebotan" sobre él y chocan unas partes contra otras generando una explosión muy violenta llamada "super-nova". Durante este proceso es cuando se generan los elementos mas pesados que el Hierro y suele terminar con un remanente estelar (lo que queda del núcleo) que puede llegar a ser de masa considerable.
Lo que pase de este remanente de supernova dependerá de su masa y será tema para la siguiente entrada ya que se requiere mucho mas espacio para hablar de las opciones, enanas blancas, estrellas de neutrones y hoyos negros.
Estrella muerta y adecuadamente despedazada. El pequeño punto brillante del centro es lo que quedó del núcleo, mientras que la estructura en forma de anillo de colores es lo que constituyó en el pasado la parte exterior de la estrella. Este es un ejemplo de nebulosa planetaria llamada M57.
Como ya se había mencionado en otras entradas (véase Brillando bajo presión) las estrellas son sistemas regulados por el calor que producen. Y siempre hemos de recordar que una estrellas es una enorme esfera de gas (ok ok, en realidad es plasma, pero un tipo de gas a fin de cuentas). Y al estar la parte interna de esta esfera de gas sometida a muy alta presión por tener que soportar el enorme peso de las capas exteriores se calienta llegando a temperaturas sumamente elevadas, y como el hecho de que un cuerpo se encuentre muy caliente implica que sus partículas se estén moviendo muy rápido, se tienen las condiciones suficientes como para iniciar el proceso de fusión nuclear, que consiste en chocar un núcleo de un átomo contra otro a velocidades tan altas que se queden pegados formando un nuevo núcleo mas grande. De esta manera, las estrellas fusionan su componente mas abundante que es el Hidrógeno para generar Helio el cuál se va a cumulando en el centro (por ser mas pesado que el Hidrógeno, el Helio "cae" al centro de la estrella).
De esta manera la estrella va fabricando átomos cada vez mayores, pasando por el litio, berilio, oxigeno, nitrógeno, etc etc, hasta llegar al Fierro. Pero las condiciones de presión y temperatura necesarias para fusionar Fierro no las puede alcanzar una estrella ya que se requiere tanto calor, por lo tanto, un presión tan elevada que implica un masa que haría que la estrella se autodestruya instantáneamente antes de alcanzarla. Por lo que tener un núcleo lleno de Fierro implica el final de la actividad normal de una estrella. Es lo que se le llama "fin de la vida adulta de la estrella" o en términos astronómicos, "salir de la secuencia principal".
En cuanto suceda que la estrella sale de la secuencia principal pasa a una etapa llamada "Gigante roja" que dura unos cuantos millones de años (muy poco para términos de la vida de una estrella) en la cuál fusiona Helio para producir núcleos de átomos mayores. Pero el tiempo que tarde dentro de la secuencia principal y lo que pase cuando sale ya dependerá de cada estrella, veamos algunos casos:
Posibles rutas de evolución, es decir, diferentes tipos de "vidas" que pueden tener las estrellas en función de la masa que tengan.
Estrellas muy chicas.- Para estrellas que tenga la mitad de la masa del sol o menos, tardarán mucho en terminarse el hidrógeno disponible ya que en sus núcleos tendrán presiones y temperaturas para mantener la fusión sólo en regiones limitadas. Y al terminar de fusionar todo el hidrógeno del núcleo y llenarse este de Helio, la estrella se encontrará en una situación en la que será una esfera de Helio cubierta de una delgada capa de Hidrógeno. Pero esa capa no será lo suficientemente pesada como para comprimir el Helio lo suficiente como para fusionar el Helio, por lo que la fuente de energía de la estrella se apagará y la estrella habrá terminado su "vida" entrando en una etapa conocida como "enana roja" en la cuál se irá enfriando lentamente hasta llegar a ser una "enana blanca" y por último una "enana negra". Esta última es ya la etapa final, un cuerpo frío que no genera energía y es muy parecido a un planeta como Júpiter en versión gigante.
Estrellas de masa media.- Cuando la estrella es mayor a las 0.5 masas solares el Helio producido se acumula formando un núcleo de considerable masa cuya gravedad llega a comprimir las capas de Hidrógeno directamente sobre él permitiendo que continúe la fusión aunque esta vez sería fuera del núcleo. Este proceso continúa hasta que se acumule tanto Helio que se den las condiciones para iniciar la fusión de este elemento. Así comienza a cadena CNO que es una seria de reacciones nucleares que produce toda una variedad de elementos químicos pesados. En estas estrellas, se genera una gran cantidad de energía en esta etapa tardía de su vida, por lo que las capas exteriores se calientan y se expanden, pero dicha expansión provoca que la parte mas exterior de la estrella sea mas fría y se vea roja, de ahí que estas estrellas viajas se les llama "gigante roja".
El final de esta etapa llega cuando el cuerpo se torna inestable y comienza a arrojar las capas exteriores formando una nebulosa planetaria, al suceder esto el núcleo se queda sin las capas que lo presionaban y consecuentemente se detiene la fusión por lo que se comienza a enfriar y termina sus días como una enana blanca.
Estructura de una estrella muy masiva de edad avanzada. Se muestran las zonas de fusión de varios elementos dejando un núcleo de Hierro.
Estrellas muy masivas.- Ahora llegamos a lo bueno, las estrellas masivas. En estos cuerpos con núcleos enormes, no solo se fusiona Hidrógeno y Helio sino que se logran las condiciones para fusionar otros elementos expandiendo la estrella hasta tamaños considerables, y como se mencionó antes, llegando hasta el Hierro. Pero en estos casos el momento en el que se detiene la fusión es cuando el núcleo se llena de Hierro, lo que causa un repentino descenso en el temperatura. Y manda a las capas exteriores acelerándose en caída sobre el núcleo hasta que "rebotan" sobre él y chocan unas partes contra otras generando una explosión muy violenta llamada "super-nova". Durante este proceso es cuando se generan los elementos mas pesados que el Hierro y suele terminar con un remanente estelar (lo que queda del núcleo) que puede llegar a ser de masa considerable.
Lo que pase de este remanente de supernova dependerá de su masa y será tema para la siguiente entrada ya que se requiere mucho mas espacio para hablar de las opciones, enanas blancas, estrellas de neutrones y hoyos negros.
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