Evolución estelar

 
  Nacimiento de una
Estrella
  La Transformación
de Hidrógeno en Helio
  Reacciones Nucleares: la
extinción: 
Estrellas Nuevas

La evolución de una estrella y la
duración de su vida depende de su masa y su
composición química. Sin embargo,
se puede afirmar que, en general, las diferentes fases de
evolución son casi las mismas para todas
las  estrellas, mientras que cambia  la
duración  de cada  uno de los estadios en cuanto
que la vida es mucho más breve para una estrella de gran
masa  que para una pequeña. Etapas en la vida de dos
estrellas de masa diferente. Ambas se forman a partir de una
nebulosa (superior izquierda) que se compone de partículas
de polvo e hidrógeno gas. La gravedad
une este material en glóbulos, cuyos centros se calientan
hasta que el hidrógeno comienza a convertirse en helio por
reacciones nucleares. Después de decenas de miles de
años, la estrella central, con más masa, empieza a
agotar su combustible nuclear y explota como una supernova,
dejando tras ella un púlsar. Después de unos diez
mil millones de años, la otra, con menos masa, comienza
también a llegar al final de su vida. Este núcleo
se desploma, formando una nebulosa planetaria (inferior
derecha).

Protoestrellas

    Conviene aclarar que es
improbable que las estrellas se formen aisladamente; es mucho
más verosímil que nazcan en asociaciones o familias
de decenas o centenares de miembros, como ocurre en los
conglomerados. Una nube grande, fría y muy tenue de polvo
y gases se
contrae hasta hacerse inestable y dividirse en partes cada vez
más pequeñas y densas. Por último, los
fragmentos que quedan, al contraerse, recalientan los gases que los
componen y se convierten en protoestrellas.

    Cuando numerosas estrellas
nacen juntas, cabría esperar que se formasen a poca
distancia entre sí, debido a una atracción mutua,
como ocurre con las estrellas binarias y múltiples. Sin
embargo, hay estrellas jóvenes y aisladas que se mueven a
gran velocidad,
como si huyeran de la familia en
la que han nacido. Probablemente son estrellas expulsadas del
grupo,
quizá por una explosión, como las tres veloces
estrellas observadas en Orión.

    Una protoestrella, que al
principio tuviera un diámetro de varios años
luz, en un
periodo de tiempo que va
desde decenas a centenares de millones de años, se contrae
hasta reducirse a un diámetro millones de veces menor. Es
decir: sufre una contracción gravitacional que hace subir
la temperatura,
tanto más cuanto mayores son la densidad y la
opacidad del gas. Sin embargo,
en esta fase la protoestrella es siempre un débil objeto
apenas perceptible o invisible. Por lo tanto desde el momento en
que la estrella comienza a brillar, emite ya
radioondas. 

Nacimiento de una
Estrella

    Al contraerse, la protoestrella
alcanza temperaturas cada vez más elevadas hasta que en su
núcleo la temperatura
alcanza 10-12 millones de grados centígrados, necesarios
para fomentar las reacciones nucleares. Desde este momento, el
empuje gravitacional hacia el centro es exactamente compensado
por la presión interna, y es entonces cuando la estrella
comienza su larga vida como consumidora de hidrógeno. En
efecto, todas las estrellas emplean el hidrógeno como
combustible, transformándolo en helio. Mientras dure el
hidrógeno del núcleo, la temperatura y
la luminosidad no variarán. 
  Una estrella comienza la vida como una masa de
gas,
relativamente fría y grande, parte de una nebulosa como la
gran nebulosa de Orión (izquierda). Como la gravedad hace
que se contraiga el gas, su temperatura
aumenta, haciéndose tan elevada que provoca una
reacción nuclear en sus átomos. El brillo de una
estrella de secuencia principal (centro) se debe a la
energía producida en la fusión de
los núcleos de hidrógeno para formar núcleos
de helio. Se cree que la fase de secuencia principal de una
estrella de tamaño medio dura 10.000 millones de
años (se considera que nuestro Sol tiene 5.000 millones de
años). Finalmente el suministro de energía se
acaba. Las estrellas del tamaño del Sol acaban su vida
como enanas blancas, que son extremadamente pequeñas,
densas y cálidas. Las estrellas mayores acaban en
explosiones espectaculares llamadas supernovas, causadas por el
choque violento de las estrellas.

La
Transformación de Hidrógeno en
Helio

    Cabe decir que cuanto
más grande es la masa de una estrella, mayor es la
presión interna necesaria para equilibrar el empuje
gravitacional, pero, dado que mayor presión significa
temperatura
más elevada, una estrella de mayor masa tendrá
también una mayor temperatura interna. Por esto, las
reacciones se efectuarán más rápidamente y
la producción de energía será
mayor. La consecuencia es que cuanto más compacta sea una
estrella, más caliente y luminosa será. Por
ejemplo, una estrella 10 veces más compacta que el Sol es unas 10
000 veces más luminosa y consumirá el combustible
nuclear en un tiempo
directamente proporcional a la masa e inversamente proporcional a
la luminosidad: por consiguiente, tendrá una vida de unas
10/10 000 veces la del Sol (unos 10 millones de años, en
lugar de 10 000 millones). Cuando todo el hidrógeno del
núcleo se haya transformado en helio, las reacciones
nucleares continuarán en las capas próximas, hasta
que el núcleo se haya convertido en el 12 %  de la
masa total. En este punto el núcleo se contrae y la
energía liberada provoca la expansión del
envoltorio externo de la estrella, que aumenta en luminosidad y
se enfría, convirtiéndose en una  gigante
roja.

Reacciones
Nucleares: la extinción
 

    Cuando la temperatura del
núcleo, como consecuencia de la contracción, ha
alcanzado los 100 millones de grados centígrados, se
originan otras reacciones nucleares, con transformación
del helio en elementos más pesados. Entonces la estrella
comienza a contraerse de nuevo, disminuye su luminosidad, aumenta
de temperatura y comienza a pulsar. Después, la evolución se orienta hacia la fase de enana
blanca, y culmina con frecuencia, pero no necesariamente, en una
explosión, como ocurre con las novas o supernovas, para
terminar en una enana blanca, que sin más fuente de
energía irradia sólo en cuanto que es un cuerpo muy
caliente que se enfría lentamente. Así, se conocen
enanas blancas que en realidad son ya anaranjadas o rojas, en
vías de convertirse en enanas negras, ahora estrellas
apagadas.

Estrellas Compactas:

Enanas rojas, enanas blancas, estrellas de
neutrones, agujeros negros: esta es una lista de objetos en la
que cada uno es más pequeño, más denso y
más extremado en sus condiciones físicas que el
anterior. La compactación es el resultado de la familiar
fuerza de la
gravedad, pero las condensadas estrellas que resultan
están más allá de nuestra experiencia
normal. Un pedazo del tamaño de una caja de
fósforos del material de una enana blanca
contendría la misma masa que un barco de guerra,
mientras que la misma masa del material de una estrella de
neutrones ocuparía el espacio de una cabeza de alfiler. Un
agujero negro está tan colapsado, que tamaño y
densidad ya no
tienen significado alguno.

Una enana blanca, que es una estrella de un
tamaño cercano al de la Tierra,
pero con una masa similar a la del Sol, está impedida de
encogerse más por la 'presión degenerada de
electrones' — los electrones libres no pueden empacarse
más juntos. En algunas estrellas, usualmente más
masivas que las enanas blancas, esta barrera es vencida por la
combinación de electrones con protones para formar
neutrones, que se empacan aún mas apretadamente,
resultando en una estrella de neutrones. Una estrella de
neutrones tiene una masa cercana a la del Sol, pero tiene
sólo unos 30 Km de diámetro. Una estrella tan
diminuta tiene una muy pequeña área superficial, y
no puede emitir mucha de la radiación térmica que
hace brillar a las estrellas normales; aún así,
algunas estrellas de neutrones pueden ser observadas a grandes
distancias debido a un tipo completamente diferente de
radiación, una señal de radio pulsando
regularmente. Estas son las pulsares.

Qué Son Pulsares?

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por
Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía (ahora el Nuffield Radio Astronomy
Observatory) en Cambridge. Su emisión de radio característica es una serie uniforme de
pulsos, separados con gran precisión, con períodos
entre unos pocos milisegundos y varios segundos. Se conocen
más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo,
y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se
sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y
una, la del Cangrejo, también emite pulsos de
rayos-X.

La regularidad de los pulsos es fenomenal: los
observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los
pulsos con antelación de un año, con una
precisión mejor que un milisegundo.
Cómo puede una estrella comportarse como un reloj tan
preciso?
La única posibilidad para una repetición tan
rápida y precisa, es que la estrella esté rotando
rápidamente, y emitiendo un haz de radiación que
barre alrededor del cielo como un faro, apuntando hacia el
observador una vez por cada rotación. El único tipo
de estrella que puede rotar suficientemente rápido sin
estallar debido a su propia fuerza
centrífuga, es una estrella de
neutrones.

Las pulsares son estrellas de neutrones
fuertemente magnetizadas, con campos de intensidad que alcanza
los 100 millones de Tesla (1 millón de millones de Gauss,
comparado con menos de 1 Gauss para el campo magnético de
la Tierra). La
rápida rotación, por tanto, las hace poderosos
generadores eléctricos, capaces de acelerar las
partículas cargadas hasta energías de mil millones
de millones de Voltios. Estas partículas cargadas son, en
alguna forma aún desconocida, responsables por el haz de
radiación en radio, luz, rayos-X, y
rayos gamma. Su energía proviene de la rotación de
la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad.
Esta disminución de velocidad
puede ser detectada como un alargamiento del período de
los pulsos. Típicamente, la rata de rotación de una
pulsar disminuye en una parte por millón cada año:
la Pulsar del Cangrejo, que es la más joven, y la
más energética conocida, disminuye en una parte en
dos mil cada año.

Cuántos Pulsares Hay En Nuestra
Galaxia?

Los pulsares se han encontrado principalmente en
la Vía Láctea, dentro de cerca de unos 500
años-luz del plano de
la Galaxia. Un escrutinio completo de los pulsares en la Galaxia
es imposible, puesto que los pulsares débiles solo pueden
ser detectados si están cercanos. Los sondeos de radio ya
han cubierto casi todo el cielo, y más de 300 pulsares han
sido localizados. Sus distancias pueden medirse a partir de un
retardo en los tiempos de llegada de los pulsos observados en
lafrecuencias bajas; el retardo depende de la densidad de los
electrones en el gas interestelar,
y de la distancia recorrida. Extrapolando a partir de esta
pequeña muestra de
pulsares detectables, se estima que hay al menos 200.000 pulsares
en toda nuestra Galaxia. Considerando aquellos pulsares cuyos
haces de faro no barren en nuestra dirección, la población total debería alcanzar un
millón.

Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones
de años; después de este tiempo ha perdido
tanta energía rotacional que no puede producir pulsos de
radio detectables. Si conocemos la población total (1.000.000), y el tiempo de vida
(4.000.000 de años), podemos deducir que un nuevo pulsar
debe nacer cada cuatro años (asumiendo que la población permanece
estable).

Muy recientemente se han encontrado pulsares en
cúmulos globulares. Se piensa que han sido formados
allí por la acreción de materia en
estrellas enanas blancas en sistemas
binarios. Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas. Si
todos los pulsares fuesen nacidos en explosiones de supernovas,
podríamos predecir que debería haber una supernova
en nuestra Galaxia cada cuatro años. Estas son eventos
espectaculares, y esperaríamos ver más de ellos, si
uno ocurre cada cuatro años. La última supernova
observada directamente en nuestra Galaxia, fue la supernova de
Kepler en el año 1604, pero sabemos que ocurren otras que
son menos espectaculares, o que son ocultadas de nosotros por
nubes de polvo interestelares. No está todavía
claro, si la rata de nacimiento de las pulsares y la rata de
aparición de las supernovas pueden ser completamente
reconciliadas, o cuántas pulsares pudieran formarse fuera
de los cúmulos globulares, en sistemas
binarios.

Agujeros Negros

Los agujeros negros son objetos peculiares con
muchas extrañas propiedades, pero la mayoría de los
libros y
artículos han enfatizado sus aspectos exóticos, y
opacado su naturaleza
fundamentalmente simple. La descripción dada más
abajo fue hecha primero por el matemático Francés
Pierre Laplace en 1796, de modo que ni siquiera son un invento
moderno!
Antes de discutir los agujeros negros mismos, deberíamos
primero considerar brevemente la gravedad.

Qué es un Agujero Negro?

Si se lanza hacia arriba una bola de hierro, desde
la superficie de la tierra,
alcanza cierta altura, y luego cae de regreso. Al lanzarla con
más fuerza,
alcanza mayor altura. Laplace calculó la altura que
alcanzaría para una velocidad
inicial dada. Encontró que la altura aumentaba más
rápidamente que la velocidad, de
modo que la altura se hacía muy grande para una velocidad
no demasiado grande. A una velocidad de 40.000 Km/h (sólo
unas 20 veces más veloz que el Concorde) la altura se hace
realmente muy grande – tiende a ser infinita, como dirían
los matemáticos. Esta velocidad es llamada la 'velocidad
de escape' desde la superficie de la Tierra, y
es la velocidad que debe alcanzarse si una nave espacial ha de
llegar a la Luna o a cualquiera de los planetas.
Siendo un matemático, Laplace resolvió el problema
para todos los cuerpos esféricos, no sólo para
la
Tierra.

Él encontró una fórmula muy
simple, que nos dice que la velocidad de escape, V, está
dada por, V=(2GM/R)1/2, donde G es una constante que
define qué tan fuerte es la gravedad, M es la masa, o
cantidad de material en el cuerpo, y R es su radio. Esta
fórmula dice que objetos pequeños pero masivos (o
sea, R pequeña y M grande), tienen velocidades de escape
grandes.
Esta sorprendentemente simple fórmula produce exactamente
la misma respuesta que la obtenida usando la teoría
de la relatividad.

La luz viaja a algo
más de 1.000 millones de Km/h, y en 1905 Albert
Einstein demostró que nada puede viajar más
rápido que la luz. La
fórmula de arriba puede ser despejada para mostrar
qué radio debe tener un objeto para que la velocidad de
escape desde su superficie sea la velocidad de la luz. La
respuesta es, R=(2G/c2)M, donde c es la velocidad de
la luz.
Este radio en particular, R, es llamado el 'radio de
Schwarzschild', en honor del astrónomo Alemán que
primero lo derivó a partir de la teoría
de la relatividad de Einstein. La fórmula nos dice que el
radio de Schwarzschild para la Tierra es de
menos de un centímetro, comparado con su radio de 6.357
Km.
Los valores
para algunos otros objetos astronómicos se dan en la tabla
de abajo.

Radio De Schwarzschild Para Algunos Objetos
Astronómicos

Podría parecer sorprendente que la luz pueda concebirse
como comportándose como un cohete o una bola de
billar!
Fue Einstein quien demostró que la luz puede ser
considerada como una colección de partículas,
llamadas fotones, que tienen masa, o más correctamente,
energía, por virtud de la fórmula E=Mc2,
que relaciona la energía E con la masa M.
Los fotones siempre viajan a la misma velocidad, la velocidad de
la luz, pero cuando se alejan de un objeto con gravedad pierden
energía, y para un observador externo, parecen ser
más rojos. Es este 'corrimiento hacia el rojo' lo que
implica que los fotones que parten de un agujero negro
ultimadamente pierden toda su energía y se hacen
completamente invisibles.

Si ni siquiera la energía de la luz viaja
lo suficientemente rápido como para escapar (y nada puede
viajar más rápido), entonces ninguna señal
de ningún tipo puede escapar, y el objeto sería
'negro'. La única indicación de la presencia de tal
objeto es su atracción gravitacional. Lejos de su
superficie es como si un objeto ordinario de la misma masa
estuviera allí.
La presencia de su gravedad significa que otros objetos pueden
caer en él, de allí el nombre de
'agujero'.

Y así, un agujero negro es un objeto tan
compacto que la velocidad de escape desde su superficie es mayor
que la velocidad de la luz.

La velocidad de la luz es de 299.800 Km/seg.
11 Km/seg es equivalente a 40.000 Km/hr.
147.000.000 Km es casi igual al radio de la órbita de la
Tierra
alrededor del Sol.

La Pulsar Binaria y la Relatividad General:

Muchas estrellas son miembros de sistemas
binarios, en los que dos estrellas orbitan una alrededor de la
otra, con períodos de algunos días o años.
Si una de estas estrellas es una estrella de neutrones, el par
puede orbitar tan cercanamente que la atracción
gravitacional entre ellas es muy grande, y pueden observarse
algunos efectos poco usuales. Se conocen varios sistemas binarios
en los que la otra estrella es una gigante; en estos casos la
estrella de neutrones puede atraer gas de las regiones exteriores
de su compañera, y una corriente de gas cae con gran
energía sobre la superficie de la estrella de neutrones.
Estos sistemas se
observan como fuentes de
rayos-X. Algunas de las fuentes de
rayos-X muestran variaciones periódicas al rotar la
estrella de neutrones: estos son las llamadas 'pulsares de
rayos-X'.

Un sistema
binario, conocido como PSR 1913+16, consiste de dos estrellas
de neutrones, tan juntas que su período orbital es de
sólo 775 horas. No hay corrientes de gas entre estas
estrellas, que interactúan sólo por su mutua
atracción gravitacional. La órbita de una de ellas
puede ser descrita en gran detalle, debido a que es una
pulsar.
El período de esta pulsar es de 59 milisegundos, y produce
una muy estable serie de pulsos con una rata de
deceleración inusualmente baja. Es, de hecho, un preciso
reloj moviéndose muy rápidamente en un fuerte campo
gravitatorio, que es la clásica situación requerida
para una comprobación de la Teoría
General de la Relatividad de Einstein.

Según la teoría
dinámica no-relativista, o Newtoniana, las
órbitas de ambas estrellas deberían ser elipses con
una orientación fija, y el período orbital
debería ser constante. Las mediciones de los tiempos de
llegada de los pulsos han mostrados diferencias significativas
con las simples órbitas Newtonianas. La más obvia
es que la órbita precesa por 42 grados al año.
Hay también un pequeño, pero muy importante, efecto
sobre el período orbital, que se sabe está
reduciéndose en 89 nanosegundos (menos de una
diez-millonésima de segundo) en cada
órbita.

El período orbital en reducción
representa una pérdida de energía, la que
sólo puede descontarse por medio de radiación
gravitacional. Aún cuando la radiación
gravitacional en sí misma nunca ha sido observada
directamente, las observaciones de la PSR 1913+16 han provisto
buena prueba de su existencia. Es apropiado que este
descubrimiento, que es una confirmación adicional de las
predicciones de la Teoría
General de la Relatividad, fuera anunciado en 1979, que fue el
centenario del nacimiento de Einstein.

Estrellas Nuevas
 

    En todas las fases de la
evolución estelar, una estrella pierde
más o menos materia en el
espacio. En efecto, si es verdad que una estrella nace de la
condensación de materia
interestelar, y si es cierto que algunas estrellas al pasar a
través de una nube particularmente densa pueden adquirir
otro material, sucede también el fenómeno opuesto:
las estrellas pierden, del mismo modo cierta cantidad de la
materia que
las ha formado.

    Se trata de un fenómeno
intrínseco a la evolución de cada estrella. Al principio de
su vida, cuando la estrella es todavía una protoestrella,
parte del gas de las capas periféricas se dispersa,
barrido por la energía proveniente del centro de la nube.
Cuando una estrella se convierte en adulta, continúa
perdiendo materia de
varias maneras, ya sea como el Sol con sus
erupciones y por el viento solar, a causa de la proximidad de una
compañera que la perturba, o bien por rotación
rápida. Cuando la estrella se ensancha y se transforma en
una gigante roja, la gravedad superficial se reduce y los
gases huyen
más fácilmente. Luego, mientras la estrella
atraviesa sus últimas fases, puede ocurrir la
explosión. A través de este proceso las
estrellas restituyen una materia distinta a la de la nube que las
originó, pero es un material que ha sufrido reacciones
nucleares y por tanto resulta enriquecido de elementos pesados
elaborados en los núcleos. Es una materia rica en cenizas
que, al mezclarse con la de las nubes interestelares, constituye
las nuevas estrellas.

    Estas nuevas estrellas
serán más diferentes de las estrellas más
viejas cuanto más enriquecidas de elementos más
pesadas que el hidrógeno estén las nubes. El Sol es una
estrella de segunda o tercera generación, formada por
materiales
utilizados en parte por estrellas de generaciones
precedentes.

Autor:

Pablo Correa