La evolución de las estrellas

Las estrellas están compuestas de materia interestelar. Ya en el siglo XVII, Newton propuso la idea de que la materia difusa esparcida en el espacio podría condensarse formando el sol y las estrellas bajo la influencia de la gravedad. Gracias a los esfuerzos de los astrónomos, esta idea se convirtió gradualmente en una teoría bastante madura. Las observaciones han demostrado que en el espacio interestelar hay muchas nubes moleculares enormes compuestas de gas y polvo. En 1969, el astrofísico canadiense Richardson B. Larson escribió sobre el proceso de conversión de materia interestelar en estrellas en su Instituto de Tecnología de California.

Larson imaginó una nebulosa globular con exactamente la misma masa que el sol. Utilizó un proceso computacional que reflejaba el colapso de un gas lo más fielmente posible y exploró sus cambios. Su punto de partida no fue material interestelar, sino nubes de mayor densidad, equivalentes a una migaja de pan en una masa de materia en colapso. Por tanto, se puede decir que la densidad de esta nube ya ha superado a la de la materia interestelar: alcanzando los 60.000 átomos de hidrógeno por centímetro cúbico. El diámetro de la nube inicial de Larsen era aproximadamente 5 millones de veces el radio del Sol que luego se formaría con esta masa. El siguiente proceso ocurre en un período de tiempo muy corto en astronomía, dentro de 500.000 años.

Al principio, este gas es transparente: cada partícula de polvo emite continuamente luz y calor, no está contenida en absoluto por el gas circundante y viaja hacia el espacio exterior sin obstáculos. Este modelo inicial de transmisión de luz determina también la evolución futura de la pastilla de gas. El gas cae en caída libre hacia el centro, por lo que la materia se acumula en la zona central. Una masa de material que originalmente estaba distribuida uniformemente se ha convertido ahora en una bola de gas que se vuelve cada vez más densa a medida que ingresa. De esta manera, la aceleración gravitacional cerca del centro se vuelve cada vez mayor, y el crecimiento de la velocidad del movimiento del material en la región interior es más prominente. Inicialmente, casi todo el hidrógeno se combina en hidrógeno molecular: los pares de átomos de hidrógeno forman moléculas entre sí. La temperatura del gas al principio era muy baja y no aumentó. En este momento, debido a que todavía es demasiado delgado, toda la radiación puede penetrar hacia afuera y el efecto de calentamiento del gas que colapsa no es obvio. Se necesitarían otros cientos de miles de años para que la región central se volviera tan densa que el gas se volviera opaco a la radiación que anteriormente había estado consumiendo calor. Por lo tanto, un pequeño núcleo dentro de la bola de gas se calentará. El diámetro de esta última es sólo 1/250 del de la bola de gas original, que siempre está llena de material que cae hacia el centro. A medida que aumenta la temperatura, aumenta la presión y finalmente se detiene el proceso de colapso. El radio de esta densa región central es similar al radio orbital de Júpiter, y su masa es sólo el 0,5 de toda la materia involucrada en todo el proceso de colapso. La materia sigue cayendo sobre el núcleo y la energía que aporta se convierte en radiación cuando golpea el núcleo. Al mismo tiempo, el núcleo de la Tierra se está reduciendo y calentándose.

Este proceso continuará hasta que la temperatura alcance unos 2000 grados. En este punto, las moléculas de hidrógeno comienzan a descomponerse y convertirse nuevamente en átomos. Este cambio tiene un gran impacto en el núcleo. Entonces el núcleo se contrae nuevamente, y cuando se contrae, libera energía para convertir todo el hidrógeno en átomos nuevamente. Como resultado, el núcleo recién formado era sólo un poco más grande que el Sol actual. Todo el material exterior que continúa cayendo hacia el centro acabará cayendo sobre este núcleo, formando una estrella con una masa igual a la del sol. En la evolución posterior, sólo este núcleo desempeña realmente un papel protagonista.

Como la nebulosa brillante de Orión. Un espacio de unos 15 años luz de diámetro contiene gas interestelar concentrado con una densidad de 10.000 átomos de hidrógeno por centímetro cúbico. Si bien se trata de una densidad muy alta para la materia interestelar, el gas en la Nebulosa de Orión es mucho más delgado que el vacío óptimo que se puede crear en la Tierra. Se estima que la masa total del gas luminoso es 700 veces mayor que la del Sol. El gas de la nebulosa es excitado por un grupo de estrellas azules muy luminosas. Lo que sí es seguro es que la Nebulosa de Orión contiene estrellas que nacieron hace 654,38 mil millones de años. Las densas regiones que se encuentran en esta nebulosa nos permiten inferir que estas regiones todavía están produciendo estrellas.

Debido a que dicho núcleo se va transformando gradualmente en una estrella, se le llama "protoestrella". Su consumo de radiación se repone principalmente con la energía de la materia que cae sobre él. La densidad y la temperatura aumentan y los átomos están perdiendo sus electrones externos. Se les llama átomos ionizados.

No se puede ver mucho desde el exterior porque el gas y el polvo que caen forman una gruesa capa a su alrededor, haciéndolo impenetrable a la luz visible. La protoestrella ilumina su capa exterior desde dentro. No es hasta que una mayor parte del material que cae se ha integrado con el núcleo que la capa exterior se vuelve transparente y las estrellas aparecen repentinamente como luz visible. El resto del material de la nube va cayendo hacia ella, y la densidad va aumentando, por lo que la temperatura interna también va subiendo, hasta que la temperatura del núcleo alcanza los 100.000 K, y comienza la fusión del hidrógeno. En ese momento, la nube colapsada original con la misma masa que el sol se convirtió en una estrella de secuencia principal completamente normal: nació el protosol, una estrella.

La evolución de las estrellas

(1) En 1926, Eddington señaló que el interior de cualquier estrella debe estar muy caliente. Debido a la enorme masa de la estrella, su gravedad es muy fuerte. Si la estrella no está colapsando, debe tener una presión interna igual para equilibrar esta enorme atracción gravitacional. Sabemos que la estrella que conocemos mejor es el Sol. Como la mayoría de las estrellas, el Sol parece no cambiar. Pero ese no es el caso. De hecho, el sol lucha constantemente contra las fuerzas que lo destruyen. Todas las estrellas son bolas de gas unidas por la gravedad. Si la única fuerza en acción fuera la gravedad, la estrella colapsaría rápidamente debido a su inmenso peso y moriría en unas pocas horas. La razón por la que esto no sucede es porque la atracción gravitacional hacia adentro está equilibrada por la enorme presión hacia afuera creada por el gas comprimido dentro de la estrella.

A mediados de la década de 1950, Fred Hoyle, William Fowler y Burbage estudiaron por primera vez la teoría de las explosiones estelares.

Creen que existe una relación simple entre la presión del gas y la temperatura: cuando se calienta un determinado volumen de gas, la presión aumenta en proporción a la temperatura; por el contrario, cuando la temperatura disminuye, la presión también disminuye; . La causa de la altísima presión en el interior de las estrellas son las altas temperaturas. Este calor es producido por reacciones nucleares. Cuanto más masiva es una estrella, mayor es la temperatura central necesaria para equilibrar la gravedad. Para mantener esta alta temperatura, una estrella más masiva debe arder más rápido, liberando más energía y, por lo tanto, debe ser más brillante que una estrella más pequeña.

Durante la mayor parte de la vida de una estrella, la polimerización de hidrógeno en helio es la reacción principal que impulsa la estrella, y requiere altas temperaturas para superar las fuerzas repulsivas entre los núcleos atómicos. La energía de fusión puede mantener viva una estrella durante miles de millones de años, pero tarde o temprano el combustible nuclear se agotará, lo que provocará que el reactor de la estrella se encoja. Cuando esto sucede, la plataforma que soporta la presión ya está en riesgo y la estrella comienza a colapsar en esta larga lucha con la gravedad. En esencia, las estrellas ya están vivas y sólo ajustando sus reservas de combustible nuclear se podrá retrasar el colapso gravitacional. Sin embargo, la energía que fluye desde la superficie de la estrella hacia el espacio profundo está acelerando la muerte de la estrella.

Basándose en la combustión de hidrógeno, se estima que el sol puede sobrevivir unos 654,38 billones de años. Hoy en día, el Sol tiene unos 5 mil millones de años y ha consumido aproximadamente la mitad de sus reservas de combustible nuclear. No hay absolutamente ninguna necesidad de entrar en pánico hoy. La velocidad a la que una estrella consume combustible depende en gran medida de su masa. No hay duda de que las estrellas masivas consumen su combustible nuclear mucho más rápido que las estrellas menos masivas porque las estrellas masivas son más grandes y más brillantes, por lo que irradian más energía. El peso adicional comprime el gas con mucha fuerza y ​​lo calienta mucho, acelerando localmente las reacciones en un lado. Por ejemplo, una estrella con 10 soles consumiría la mayor parte de su hidrógeno en tan solo 100.000 años.

La mayoría de las estrellas inicialmente están compuestas principalmente de hidrógeno. La "quema" del gas hidrógeno convierte los protones en núcleos de helio, que se componen de dos protones y dos neutrones. La "quema" de hidrógeno es la fuente de energía más eficiente, pero no es la única fuente de energía nuclear. Si la temperatura central es lo suficientemente alta, los núcleos de helio pueden condensarse en carbono y una mayor fusión puede producir oxígeno, neón y otros elementos. Una estrella masiva puede generar la temperatura interna necesaria, de hasta 65.438 millones de grados, para llevar a cabo una serie de reacciones nucleares. Sin embargo, con la aparición paulatina de cada nuevo elemento, la productividad disminuye. El combustible nuclear se consume cada vez más rápido y la composición de la estrella comienza a cambiar de mes en mes, luego de día en día y finalmente de hora en hora. Es como una cebolla por dentro. Cuanto más profundizas, más elementos químicos de cada capa se sintetizan uno tras otro a una velocidad cada vez más loca. Desde el exterior, la estrella se expande como un globo y se vuelve extremadamente grande, incluso más grande que todo el sistema solar. En este momento, los astrónomos la llaman estrella gigante roja.

Esta es una reacción muy rara y casi imposible. Pero hay tantos átomos de helio en una gigante roja que esta reacción de polimerización es suficiente para proporcionar la energía necesaria.

Hoyle señaló además que los nuevos núcleos de carbono continuaron calentándose y comenzaron a formar átomos más complejos, como el oxígeno y el neón. Cuando esto sucede, la estrella se encoge y se calienta nuevamente, volviendo a la secuencia principal. Aquí es cuando las estrellas comienzan a tener varias capas, como una cebolla. Tiene un núcleo hecho de oxígeno y neón, una capa exterior de carbono, una capa exterior de helio y toda la estrella está rodeada por una capa de hidrógeno no convertido.

Sin embargo, en comparación con los largos años que se necesitan para consumir hidrógeno, el tiempo que tarda una estrella en consumir otros combustibles pasa volando como un trineo de velocidad. Su vida útil no será muy larga, porque la energía liberada por la fusión del helio es sólo 1/20 de la de la fusión del hidrógeno. Durante un período de tiempo relativamente corto, la energía necesaria para mantener la estrella expandiéndose contra la fuerte atracción de su propio campo gravitacional se vuelve insuficiente, lo que hace que la estrella se encoja más rápido. No sólo se reduce al tamaño de una estrella normal, sino que se reduce aún más hasta el tamaño de una enana blanca.

Durante el proceso de contracción, las capas más externas de la estrella se mantienen en su lugar o son expulsadas por el calor generado por la contracción. Entonces la enana blanca está rodeada por una capa de gas en expansión. Cuando miramos a través de un telescopio, los bordes parecen más gruesos y, por tanto, tienen la mayor cantidad de gas. La enana blanca parece estar rodeada de "anillos de humo". Se llaman nebulosas planetarias porque los anillos de humo que las rodean parecen ser órbitas planetarias visibles. Con el tiempo, los anillos de humo se expanden y se vuelven tan delgados que ya no son visibles. No hay evidencia de material nebular rodeando a enanas blancas como Sirio b.

Así es como las enanas blancas se forman pacíficamente; y esta "nube de la muerte" relativamente pacífica es el destino futuro de estrellas como nuestro Sol y estrellas más pequeñas. Y, sin perturbaciones inesperadas, las enanas blancas pueden vivir indefinidamente, tiempo durante el cual se enfrían hasta que finalmente no tienen suficiente calor para brillar.

Por otro lado, si la enana blanca pertenece a un sistema estelar binario como Sirio B o Procyon b, y la otra es una estrella de la secuencia principal muy cercana a la enana blanca, entonces habrá momentos emocionantes. puede ocurrir. Cuando una estrella de secuencia principal se expande durante su propia evolución, parte de su material puede desplazarse hacia la órbita de la enana blanca y ser atraído por el fuerte campo gravitacional de la enana blanca. Ocasionalmente, algún material en órbita gira hacia abajo sobre la superficie de la enana blanca, donde es comprimido por la gravedad y provoca fusión, liberando así energía explosiva. Si un trozo de material especialmente grande cae sobre la superficie de una enana blanca, la energía emitida puede ser tan grande que puede verse desde toda la Tierra, por lo que los astrónomos registran la aparición de una nueva estrella. Por supuesto, este tipo de cosas sucederá una y otra vez, y la "nova de la reencarnación" existe.

Pero estas no son supernovas. ¿De dónde vienen las supernovas? Para responder a esta pregunta, debemos empezar con estrellas mucho más grandes que nuestro sol. Estas estrellas gigantes son bastante raras (hay menos estrellas masivas que estrellas de baja masa en varios cuerpos celestes), y sólo aproximadamente 1 de cada 30 estrellas es más masiva que el Sol. Aun así, todavía quedan alrededor de 7 mil millones de estrellas en nuestra galaxia.

El campo gravitacional de una estrella masiva es mayor que el de una estrella de baja masa. Bajo la influencia de esta fuerte gravedad, sus núcleos atómicos también se comprimen con mucha fuerza, por lo que los núcleos están más calientes y la reacción de fusión puede continuar después de exceder la etapa de oxígeno-neón de la estrella bajo sus pies. El neón se combina además para formar magnesio, que puede combinarse para formar silicio, que luego puede combinarse para formar hierro. Al final de su vida, la estrella puede estar formada por más de seis capas concéntricas. Cada uno consume diferente combustible. En este momento, la temperatura central puede alcanzar entre 3.000 y 4.000 millones de grados Celsius. Una vez que una estrella comienza a formar hierro, llega al final de su vida porque los átomos de hierro son los más estables y contienen la menor cantidad de energía. Ya sea que los átomos de hierro se transformen en átomos complejos o átomos simples, se ingresa energía.

Además, cuando la temperatura central aumenta con la edad, la presión de radiación también aumenta, y es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura, es decir, cuando la temperatura aumenta al doble de la temperatura, la presión de radiación aumentará. Aumentado a seis veces, por lo que el equilibrio entre la presión de radiación y la gravedad se vuelve aún más tenue. Finalmente, la temperatura en el centro aumentó tanto que los átomos de hierro se convirtieron en helio, según Hoyle. Pero para hacer esto, como se acaba de decir, se debe alimentar energía a los átomos de hierro.

A medida que la estrella se contrae, puede utilizar la energía que gana para convertir el hierro en helio. Sin embargo, la energía necesaria es tan grande que, según la hipótesis de Hoyle, la estrella debería contraerse violentamente hasta una fracción muy pequeña de su volumen original en aproximadamente un segundo.

Cuando la estrella comenzó a colapsar, su núcleo de hierro aún estaba rodeado por una gran cantidad de átomos que aún no habían alcanzado la máxima estabilidad. A medida que la capa exterior colapsa, la temperatura de los átomos aumenta y los materiales que aún pueden combinarse se "encienden" debajo, creando una gran explosión que expulsa las capas exteriores de la estrella de la estrella. Esta explosión fue una supernova. La Nebulosa del Cangrejo se formó a partir de esta explosión.

El resultado de la explosión de una supernova es la expulsión de materia al espacio, lo que tiene una gran importancia para la evolución del universo. En el Big Bang sólo se formaron hidrógeno y helio. En el núcleo de la estrella se forman otros átomos más complejos, hasta llegar a los átomos de hierro. Sin una explosión de supernova, estos átomos complejos quedarían encerrados en el núcleo de la estrella, hasta llegar a la enana blanca. Por lo general, sólo un puñado de átomos complejos ingresan al universo a través de los anillos de las nebulosas planetarias.

Durante una explosión de supernova, el material de las capas internas de la estrella será expulsado con fuerza al espacio exterior. La enorme energía de la explosión puede incluso formar átomos más complejos que los átomos de hierro.

El material expulsado al espacio formará nubes de polvo y gas existentes, convirtiéndose en la materia prima para la formación de "novas de segunda generación" ricas en hierro, oro y otros elementos. Nuestro Sol puede ser una estrella de segunda generación, mucho más joven que algunas estrellas más antiguas con cúmulos globulares libres de polvo. Esas "estrellas de primera generación" tenían poco contenido de metales y un alto contenido de hidrógeno. La Tierra se formó a partir del mismo remanente que dio origen al Sol, por lo que es rica en hierro, que pudo haber estado presente en el centro de una estrella que explotó hace miles de millones de años.

Pero ¿qué pasa con las partes contraídas de la estrella que han explotado en una explosión de supernova? ¿Formarán enanas blancas? ¿Las estrellas con tamaños y masas mayores simplemente forman enanas blancas con tamaños y masas mayores?

En 1939, el astrónomo indio Zhang Delasekhar, trabajando en el Observatorio Yeckstone cerca de Williams Bay, Wisconsin, EE. UU., calculó que Hoyle no puede describir estrellas con una masa superior a 1,4 veces la del Sol. El proceso normal de formación una estrella enana blanca, lo que demuestra por primera vez que no podemos esperar más y más enanas blancas. Este valor ahora se conoce como "límite de Zhangdrasekhar". De hecho, resulta que todas las enanas blancas observadas están por debajo del límite de Zhangdrasekhar. La razón por la que existe el límite de Zhangdrasekhar es que los electrones contenidos en los átomos de la enana blanca se repelen entre sí, evitando que la enana blanca se encoja más. A medida que aumenta la masa, la fuerza de la gravedad también aumenta; cuando alcanza 1,4 veces la masa del sol, la repulsión de los electrones se vuelve insuficiente para superar la fuerza de contracción de la enana blanca, y la enana blanca colapsa en una estrella más pequeña y densa. de modo que las partículas subatómicas en realidad simplemente entran en contacto entre sí. Este tipo de estrellas sólo pudieron detectarse después de que se inventaran nuevos métodos de exploración del universo utilizando radiación más allá de la luz visible.

Nuestro Sol

El Sol es una típica estrella de baja masa. Quema constantemente su propio combustible de hidrógeno y convierte su región central en helio. Su núcleo está actualmente inactivo con respecto a ciertas reacciones nucleares, por lo que no puede proporcionar suficiente energía térmica para sostener la destructiva contracción gravitacional del Sol. Para evitar el colapso, el Sol debe expandir su actividad nuclear hacia afuera, en busca de hidrógeno que no haya reaccionado. Al mismo tiempo, el núcleo de helio se contrae gradualmente. Entonces, si bien se han producido algunos cambios dentro del Sol durante los últimos miles de millones de años, su apariencia se ha mantenido casi sin cambios. Su volumen se expandirá, pero la temperatura de su superficie descenderá ligeramente y su color se volverá más rojo. Esta tendencia continuará hasta que el Sol se convierta en una gigante roja, momento en el que su diámetro puede aumentar en un factor de 500. La fase de gigante roja marca el comienzo del fin de la vida de una pequeña estrella.

Con la llegada de la etapa de gigante roja, la estabilidad de estrellas como el sol ya no existe. Las estrellas como el Sol son complejas, activas y cambiantes en cada etapa de su carrera. Su comportamiento y apariencia pueden cambiar con relativa rapidez. Las estrellas más viejas pueden sufrir millones de años de pulsaciones o de desecho de sus capas exteriores de gas. El helio en el núcleo de la estrella puede encenderse, produciendo carbono, nitrógeno y oxígeno y proporcionando la energía necesaria para mantener la estrella en funcionamiento durante largos períodos de tiempo. Una vez que la capa exterior es arrojada al espacio, la estrella ya no puede desprenderse y, finalmente, su núcleo de carbono y oxígeno quedará expuesto.

Después de este complejo período de actividad, es imposible que las estrellas de masa pequeña y mediana sucumban inevitablemente a la gravedad y comiencen a encogerse. Esta contracción es irreversible y continuará hasta que la estrella se comprima al tamaño de un asteroide. La estrella se convierte en lo que los astrónomos llaman una enana blanca. Debido a que las enanas blancas son tan pequeñas, son extremadamente tenues, a pesar de que las temperaturas de su superficie son mucho más cálidas que las del Sol con el tiempo. Sólo pueden verse con un telescopio desde la Tierra.

Las enanas blancas son el hogar del sol en un futuro lejano. Pero cuando el Sol alcanza esa etapa, aún puede retener su calor durante miles de millones de años. Gran parte de él es muy denso, con el resultado de que el calor interno queda efectivamente atrapado y sus propiedades aislantes son mejores que las de los mejores materiales aislantes que conocemos hoy. Sin embargo, la radiación térmica se escapa lentamente en el frío espacio exterior, y dado que el fundidor nuclear en su interior está permanentemente sellado, ya no se puede contar con reservas de combustible para reponer esta radiación térmica. El sol que una vez tuvimos es ahora el remanente de una estrella enana blanca que se enfriará muy, muy lentamente, volviéndose cada vez más tenue hasta que entre en su forma transformada final. En el proceso, se endurece gradualmente hasta convertirse en un cristal extremadamente rígido. Con el tiempo, seguirá atenuándose hasta desaparecer por completo en el espacio oscuro.