Las estrellas son los objetos astronómicos más reconocidos y representan los bloques de construcción más fundamentales de las galaxias. La edad, la distribución y la composición de las estrellas en una galaxia trazan la historia, la dinámica y la evolución de esa galaxia. Además, las estrellas son responsables de la fabricación y distribución de elementos pesados como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, y sus características están íntimamente ligadas a las características de los sistemas planetarios que pueden unirse a ellos. En consecuencia, el estudio del nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas es fundamental en el campo de la astronomía.
Erupción estelar poderosa: las observaciones del eco de luz de Eta Carinae brindan una nueva perspectiva del comportamiento de las estrellas masivas poderosas al borde de la detonación. Crédito: NOAO, AURA, NSF y N. Smith (Universidad de Arizona)
Formacion estelar
Las estrellas nacen dentro de las nubes de polvo y se dispersan por la mayoría de las galaxias. Un ejemplo familiar de una nube de polvo es la Nebulosa de Orión, revelada con vívidos detalles en la imagen adyacente, que combina imágenes en longitudes de onda visibles e infrarrojas medidas por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA y el Telescopio Espacial Spitzer. La turbulencia en lo profundo de estas nubes da lugar a nudos con una masa suficiente para que el gas y el polvo puedan comenzar a colapsar bajo su propia atracción gravitatoria. A medida que la nube se derrumba, el material en el centro comienza a calentarse. Conocida como una protoestrella, es este núcleo caliente en el corazón de la nube que se derrumba y que un día se convertirá en una estrella. Los modelos informáticos tridimensionales de formación estelar predicen que las nubes giratorias del gas y el polvo colapsados se pueden dividir en dos o tres manchas; esto explicaría por qué la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea están emparejadas o en grupos de estrellas múltiples.
A medida que la nube se derrumba, se forma un núcleo denso y caliente que comienza a acumular polvo y gas. No todo este material termina como parte de una estrella; el polvo restante puede convertirse en planetas, asteroides o cometas, o puede permanecer como polvo.
En algunos casos, la nube puede no colapsar a un ritmo constante. En enero de 2004, un astrónomo aficionado, James McNeil, descubrió una pequeña nebulosa que apareció inesperadamente cerca de la nebulosa Messier 78, en la constelación de Orión. Cuando los observadores de todo el mundo apuntaron sus instrumentos a la Nebulosa de McNeil, encontraron algo interesante: su brillo parece variar. Las observaciones realizadas con el observatorio de rayos X Chandra de la NASA proporcionaron una explicación probable: la interacción entre el campo magnético de la estrella joven y el gas circundante provoca aumentos episódicos en el brillo.
Secuencias principales de estrellas
Una estrella del tamaño de nuestro Sol requiere aproximadamente 50 millones de años para madurar desde el comienzo del colapso hasta la edad adulta. Nuestro Sol permanecerá en esta fase madura (en la secuencia principal como se muestra en el Diagrama de Hertzsprung-Russell) durante aproximadamente 10 mil millones de años.
Las estrellas son alimentadas por la fusión nuclear de hidrógeno para formar helio en lo profundo de sus interiores. La salida de energía de las regiones centrales de la estrella proporciona la presión necesaria para evitar que la estrella se colapse por su propio peso y la energía por la que brilla.
Como se muestra en el diagrama de Hertzsprung-Russell, las estrellas de la secuencia principal abarcan una amplia gama de luminosidades y colores, y se pueden clasificar de acuerdo con esas características. Las estrellas más pequeñas, conocidas como enanas rojas, pueden contener tan solo un 10% de la masa del Sol y emitir solo un 0,01% de la energía, que brilla débilmente a temperaturas entre 3000-4000K. A pesar de su naturaleza diminuta, las enanas rojas son, con mucho, las estrellas más numerosas del Universo y tienen vidas de decenas de miles de millones de años.
Por otro lado, las estrellas más masivas, conocidas como hipergigantes, pueden ser 100 o más veces más masivas que el Sol, y tienen temperaturas en la superficie de más de 30,000 K. Las hipergigantes emiten cientos de miles de veces más energía que el Sol, pero Tienen vidas de sólo unos pocos millones de años. Aunque se cree que las estrellas extremas como estas han sido comunes en el Universo temprano, hoy son extremadamente raras: toda la galaxia de la Vía Láctea contiene solo un puñado de hipergigantes.
Estrellas y sus destinos
En general, cuanto más grande es una estrella, más corta es su vida, aunque todas las estrellas, excepto las más masivas, viven durante miles de millones de años. Cuando una estrella ha fusionado todo el hidrógeno en su núcleo, cesan las reacciones nucleares. Privado de la producción de energía necesaria para soportarlo, el núcleo comienza a colapsarse y se vuelve mucho más caliente. El hidrógeno todavía está disponible fuera del núcleo, por lo que la fusión de hidrógeno continúa en una cubierta que rodea el núcleo. El núcleo cada vez más caliente también empuja las capas externas de la estrella hacia el exterior, haciendo que se expandan y se enfríen, transformando la estrella en una gigante roja.
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Si la estrella es lo suficientemente masiva, el núcleo colapsado puede calentarse lo suficiente como para soportar reacciones nucleares más exóticas que consumen helio y producen una variedad de elementos más pesados hasta el hierro. Sin embargo, tales reacciones ofrecen sólo un indulto temporal. Gradualmente, los incendios nucleares internos de la estrella se vuelven cada vez más inestables, a veces ardiendo furiosamente, otras veces apagándose. Estas variaciones hacen que la estrella vibre y se desprenda de sus capas externas, envolviéndose en un capullo de gas y polvo. Lo que suceda a continuación depende del tamaño del núcleo.
Las estrellas medias se convierten en enanas blancas
Para estrellas promedio como el Sol, el proceso de expulsión de sus capas externas continúa hasta que el núcleo estelar queda expuesto. Esta ceniza estelar muerta, pero todavía ferozmente caliente, se llama una enana blanca. Las enanas blancas, que son aproximadamente del tamaño de nuestra Tierra a pesar de contener la masa de una estrella, una vez desconcertaron a los astrónomos, ¿por qué no colapsaron más? ¿Qué fuerza sostenía la masa del núcleo? La mecánica cuántica proporcionó la explicación. La presión de los electrones en movimiento rápido evita que estas estrellas se colapsen. Cuanto más masivo es el núcleo, más densa es la enana blanca que se forma. Por lo tanto, cuanto más pequeña es una enana blanca de diámetro, ¡más grande es en masa! Estas estrellas paradójicas son muy comunes: nuestro propio Sol será una enana blanca de miles de millones de años a partir de ahora. Las enanas blancas son intrínsecamente muy débiles porque son muy pequeñas y, al carecer de una fuente de producción de energía, se desvanecen en el olvido a medida que se enfrían gradualmente.
Este destino solo espera a aquellas estrellas con una masa de hasta 1,4 veces la masa de nuestro Sol. Por encima de esa masa, la presión de los electrones no puede soportar el núcleo contra un colapso adicional Tales estrellas sufren un destino diferente como se describe a continuación.
Las enanas blancas pueden convertirse en novias
Si una enana blanca se forma en un sistema estelar binario o múltiple, puede experimentar una desaparición más memorable como una nova. Nova es el latín para “nuevo”, se pensaba que las novas eran nuevas estrellas. Hoy entendemos que, de hecho, son estrellas muy viejas, enanas blancas. Si una enana blanca está lo suficientemente cerca de una estrella compañera, su gravedad puede arrastrar materia, en su mayoría hidrógeno, desde las capas externas de esa estrella sobre sí misma, construyendo su capa superficial. Cuando se acumula suficiente hidrógeno en la superficie, se produce una explosión de fusión nuclear, lo que provoca que la enana blanca se ilumine sustancialmente y expulse el material restante. En unos pocos días, el brillo cede y el ciclo comienza de nuevo. A veces, las enanas blancas particularmente masivas (aquellas cercanas al límite de masa solar 1.4 mencionadas anteriormente) pueden acumular tanta masa de la manera en que colapsan y explotan completamente, convirtiéndose en lo que se conoce como una supernova.
Supernovas dejan atrás estrellas de neutrones o agujeros negros
Las estrellas de la secuencia principal de más de ocho masas solares están destinadas a morir en una explosión titánica llamada supernova. Una supernova no es simplemente una nova más grande. En una nova, solo explota la superficie de la estrella. En una supernova, el núcleo de la estrella colapsa y luego explota. En estrellas masivas, una serie compleja de reacciones nucleares conduce a la producción de hierro en el núcleo. Una vez que ha alcanzado el hierro, la estrella ha extraído toda la energía que puede de la fusión nuclear: las reacciones de fusión que forman elementos más pesados que el hierro en realidad consumen energía en lugar de producirla. La estrella ya no tiene ninguna forma de soportar su propia masa, y el núcleo de hierro colapsa. En solo unos segundos, el núcleo se contrae desde aproximadamente 5000 millas hasta una docena, y la temperatura aumenta en 100 mil millones de grados o más. Las capas externas de la estrella inicialmente comienzan a colapsarse junto con el núcleo, pero rebotan con la enorme liberación de energía y se lanzan violentamente hacia afuera. Las supernovas liberan una cantidad de energía casi inimaginable. Durante un período de días a semanas, una supernova puede eclipsar una galaxia entera. Del mismo modo, todos los elementos naturales y una gran variedad de partículas subatómicas se producen en estas explosiones. En promedio, una explosión de supernova ocurre aproximadamente una vez cada cien años en la galaxia típica. Alrededor de 25 a 50 supernovas se descubren cada año en otras galaxias, pero la mayoría están demasiado lejos para ser vistas sin un telescopio.
Estrellas de neutrones
Si el núcleo estelar colapsado en el centro de una supernova contiene entre aproximadamente 1,4 y 3 masas solares, el colapso continúa hasta que los electrones y los protones se combinan para formar neutrones, produciendo una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son increíblemente densas, similar a la densidad de un núcleo atómico. Debido a que contiene tanta masa empaquetada en un volumen tan pequeño, la gravitación en la superficie de una estrella de neutrones es inmensa. Al igual que las estrellas enanas blancas de arriba, si una estrella de neutrones se forma en un sistema estelar múltiple, puede acumular gas quitándola a cualquier compañero cercano. El Rossi X-Ray Timing Explorer ha capturado las reveladoras emisiones de rayos X de gas que se arremolinan a pocos kilómetros de la superficie de una estrella de neutrones.
Las estrellas de neutrones también tienen poderosos campos magnéticos que pueden acelerar las partículas atómicas alrededor de sus polos magnéticos, produciendo poderosos rayos de radiación. Esos rayos se desplazan como haces de luz de búsqueda masiva a medida que la estrella gira. Si un rayo de este tipo está orientado de manera que apunte periódicamente hacia la Tierra, lo observamos como pulsos regulares de radiación que ocurren cada vez que el polo magnético atraviesa la línea de visión. En este caso, la estrella de neutrones se conoce como pulsar.
Agujeros negros
Si el núcleo estelar colapsado es más grande que tres masas solares, se colapsa completamente para formar un agujero negro: un objeto infinitamente denso cuya gravedad es tan fuerte que nada puede escapar de su proximidad inmediata, ni siquiera la luz. Dado que los fotones son lo que nuestros instrumentos están diseñados para ver, los agujeros negros solo pueden detectarse indirectamente. Las observaciones indirectas son posibles porque el campo gravitatorio de un agujero negro es tan poderoso que cualquier material cercano, a menudo las capas externas de una estrella compañera, se atrapa y arrastra hacia adentro. Cuando la materia entra en espiral en un agujero negro, forma un disco que es Calentado a temperaturas enormes, emitiendo grandes cantidades de rayos X y rayos Gamma que indican la presencia del compañero oculto subyacente.
De lo que queda, surgen nuevas estrellas
El polvo y los restos dejados por las novas y las supernovas eventualmente se mezclan con el gas y el polvo interestelar que lo rodea, enriqueciéndolo con los elementos pesados y los compuestos químicos producidos durante la muerte estelar. Eventualmente, esos materiales se reciclan, proporcionando los bloques de construcción para una nueva generación de estrellas y sistemas planetarios que los acompañan.