Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (7ª parte)

En la anterior parte de estos apuntes nos adentramos en el estudio de las estrellas, sus características, composición y estructura; en la presente entrada estudiaremos en qué consiste su actividad, de qué manera se encuentran clasificadas y cómo se desarrolla su trayectoria vital, decaimiento y muerte.

capas de fusión

Dentro del cuerpo estelar, las reacciones nucleares son numerosas y dependen de la masa de la propia estrella. Estos astros inician la combustión nuclear con una composición de aproximadamente 75% de hidrógeno, 25% de helio así como pequeñas trazas de otros elementos. La reacción de fusión más elemental y además común a todas las estrellas es la de fusión de hidrógeno en helio. Más del 90% de la emisión de energía provenientes de las estrellas se debe a este proceso; otro 6% es generada por la fusión del helio en carbono mientras que el resto se debe a la fusión de otros elementos. Existen dos procesos para la fusión del hidrógeno en helio; la cadena protón-protón y el ciclo CNO. En la cadena protón-protón, dos núcleos de hidrógeno se unen para formar uno de deuterio, liberando un positrón y un neutrino al convertir uno de los protones en un neutrón. El positrón resultante de esta reacción desaparece liberando energía a través de dos fotones gamma. Después, el deuterio se une con otro hidrógeno para formar un isótopo ligero de helio. A partir de aquí, el proceso se subidivide en las subramas pp-1, en el que dos isótopos de helio ligero forman hidrógeno y helio, pp-2, que produce helio a partir de la formación de berilio y litio, y pp-3 que lo hace a partir de berilio y boro. Tanto en pp-2 como en pp-3 es necesario el helio producido en pp-1. Las cadenas protón-protón son más importantes en las estrellas del tamaño del Sol o menores. En el ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno), se produce helio y carbono a partir del hidrógeno y del aprovechamiento del carbono como catalizador mediante una serie de reacciones que pasa por la formación de oxígeno y nitrógeno. Este proceso es más común en las estrellas con masa superior a la solar. En aquellas estrellas más viejas en las que el helio se ha acumulado lo suficiente y la temperatura del núcleo es superior a los 100.000.000 K, es posible la fusión del helio en carbono; esta reacción se inicia una vez que la fusión de hidrógeno ya no es posible (según entiendo, por agotamiento de hidrogeno [!]). A la síntesis de núcleos de helio para la formación de carbono se la conoce como proceso triple-alfa, y en ella, los dos núcleos de helio o partículas alfa iniciales se fusionan en un núcleo de berilio para posteriormente convertirse en carbono por acción de una tercera partícula alfa. Una reacción secundaria de este proceso es la fusión del carbono resultante con una cuarta partícula alfa para formar oxígeno. A partir de cierta cantidad de masa estelar es posible que la cadena de fusiones continúe después del carbono con la síntesis de elementos más pesados; esta cantidad de masa mínima necesaria para la combustión de carbono se encuentra tasada en 8 masas solares, aunque se cree que podría ser menor (entre 4 y 8 masas solares). Se piensa también que a partir de 12 masas solares una estrella debería pasar por todos los procesos de fusión hasta llegar al hierro. Durante la fusión del carbono, dos núcleos atómicos de este elemento se combina para dar como resultado mayoritariamente neón (44% de ocurrencia) o sodio (56% de ocurrencia), aunque también es posible la formación de oxígeno o magnesio. Los protones y partículas alfa emitidas en estas reacciones serán reabsorbidas por el carbono, el oxígeno, el neón y el sodio, permitiendo entre otras cosas que este último elemento no aparezca como residuo de la fusión del carbono. Otros procesos posteriores a la fusión del carbono son, en orden de consecusión, la desintegración del neón (debido a la acción de fotones altamente energéticos), la fusión del oxígeno en azufre (18% de ocurrencia), fósforo (61%) y silicio (21%), mayoritariamente, y la fotodesintegración y combustión del silicio, momento en el cual se produce la formación de hierro y la estrella queda colapsada. Durante los distintos procesos de nucleosíntesis estelar, la estrella variará además de densidad, temperatura y tamaño, al ritmo de las distintas fusiones nucleares.

Dentro de los distintos tipos de clasificación estelar existentes caben destacar la clasificación por tipos estelares y la clasificación por luminosidad.

Diagrama HR

A principio de la segunda década del siglo XX, los científicos Ejnar Hertzsprung y Henry N. Russell diseñaron, de forma independiente, un diagrama en el que las estrellas conocidas eran situadas de acuerdo a los parámetros de temperatura superficial y magnitud absoluta. Este gráfico, conocido como diagrama de Hertzsprung-Russell, muestra una diagonal formada por estrellas en la que los astros de mayor luminosidad y temperatura, de color blanco, dominan el espacio superior izquierdo de la tabla mientras que el resto declinan de forma gradual hasta la zona inferior derecha, pasando de las tonalidades amarillas hasta las rojas de acuerdo con la disminución de sus propiedades. A esta diagonal, en la que puede situarse la mayoría de las estrellas del firmamento, se la conoce como la secuencia principal. En los extremos restantes del diagrama se encuentran además las enanas blancas y las supergigantes rojas, formando grupos independientes y aislados. La clasificación estelar por tipo espectral, diseñada a finales del siglo XIX en Harvard (por lo que se la conoce también como clasificación de Harvard), recoge el conjunto de estrellas integradas en el diagrama de Hertzsprung-Russell, de forma que su ordenación coincide prácticamente con la disposición de los astros a lo largo de la secuencia principal. De acuerdo con esto, los astros se agrupan en relación a un conjunto de propiedades interrelacionadas tales como el tamaño, temperatura, masa, y líneas de absorción en una serie de categoría denominadas O, B, A, F, G, K, M (así como otras tres restantes, R, N y S, correspondientes a estrellas de carbono). La primera categoría, O, corresponde con las estrellas gigantes azules de gran luminosidad y temperatura; la última, M, relaciona a las conocidas enanas rojas, pálidas y frías (también engloba a las gigantes rojas y a algunas supergigantes rojas). Entre medio se hallan el resto de grupos que van del blanco azulado hasta el anaranjado, pasando por el amarillo, con propiedades intermedias. Además, existe una sub-clasificación, numerada del 0 al 9, que designa a las estrellas de mayor a menor temperatura dentro de cada categoría. Nuestro Sol es una estrella de tipo G2. En la clasificación por luminosidad se tiene en cuenta que las estrellas con una misma temperatura pueden tener tamaño y luminosidades diferentes, lo que hace que sirva como complemento para la clasificación de tipo espectral vista anteriormente. Se basa en el estudio de las líneas espectrales estelares afectadas por la gravedad del astro.

En cuanto a la evolución de las estrellas se refiere, podemos afirmar muy elementalmente que todo su recorrido vital se basará en el equilibrio mantenido entre la fuerza de la gravedad y las reacciones nucleares producidas en su interior, y que las situará además durante la mayor parte de su vida en la mencionada secuencia principal. En todo caso, este equilibrio se verá finalmente desmantelado en el momento en el que la fusión nuclear ya no sea posible en el interior de la estrella, dando lugar a alguna de las posibles formas de muerte estelar. La evolución de una estrella dependerá principalmente de su masa, metalicidad, velocidad de rotación y presencia de compañeras cercanas.

Las estrellas nacen a partir de la fragmentación de grandes nubes moleculares. Este material se condensa concentrándose hacia su propio interior, donde la fuerza de atracción es cada vez más fuerte. La acumulación de material hace que las temperatura aumente notablemente en la región central de la naciente estrella; llegado a un punto, esa temperatura será suficiente para que la protoestrella sea capaz de generar fusiones nucleares en su interior, lo que permitirá que la contracción gravitatoria se detenga y el astro entre en equilibrio. La metalicidad de esta nueva estrella dependerá de la nube molecular de la que surgió. Dichas nubes son elementos muy estables; se cree que su fragmentación puede deberse a las perturbaciones provocadas por otros fenómenos astrofísicos como la onda de choque de una supernova o la interacción con otras nubes moleculares. Se cree también que, una vez provocada la generación de una estrella en un fragmento de nube molecular, se producirá una serie de reacciones en cadena en el resto de la nube debido a las perturbaciones provocadas por el proceso, lo que explicaría las agrupaciones en cúmulos abiertos. Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acrecimientos de los que podrían surgir además, si la metalicidad es suficientemente elevada, sistemas planetarios. Para un estrella de masa similar a nuestro Sol, el periodo de formación protoestelar es de unos 100 millones de años. Una estrella de mayor masa evoluciona mucho más rapidamente debido a la aceleración de su potente fuerza gravitatoria; así, una estrella de 15 masas solares superará su fase de protoestrella en 100.000 años. La cantidad de energía emitida durante ese periodo gracias al colapso gravitatorio será tan solo la mitad; la otra mitad se invertirá en calentar el núcleo. Además, esta energía será emitida por convección, debido a que la masa estelar aún no se encuentra en estado de plasma y resulta opaca al movimiento de los fotones.

Evolución estelar

Una vez alcanzado el equilibrio hidrostático, la estrella se inserta en el conjunto de la secuencia principal, donde pasará el 90% de su vida aproximadamente. La cantidad de tiempo en esta fase varía de 2-3 millones de años para las estrellas más masivas y calientes a miles de millones de años para estrellas como nuestro Sol o incluso centenares de miles de millones de años para las estrellas menos calientes y masivas. La estancia de la estrella en la secuencia principal se mantendrá mientras siga siendo capaz de fusionar hidrógeno en su núcleo; una vez agotado este, el astro podrá adoptar un procedimiento u otro de reacción según sea el nivel de su masa.

Agotadas las reservas del núcleo, las estrellas con menos de 9 masas solares empezarán a fusionar el hidrógeno de las capas superiores anexas a aquel. Debido a esto, el astro se enfría y se hincha, pudiendo alcanzar un radio cercano a los 100 millones de kilómetros y aumentando notablemente su luminosidad. Además, el descenso de las temperaturas provoca que las emisiones de luz adquieran un tono rojizo; llegados a este punto del proceso se dice que la estrella a entrado en fase de Gigante roja. El siguiente paso de la evolución estelar sucede cuando la gigante roja no tiene más hidrógeno que fusionar y empieza a recurrir al helio como combustible a través del proceso triple-alfa (fase de Apelotonamiento rojo ó de Rama horizontal, según su metalicidad). En los casos en que la masa estelar sea inferior a 0,5 masas solares, el astro no tendrá la temperatura interior sufiente para activar este proceso, entrando directamente en declive. Para aquellos otros casos en que la masa sí supere la franja de 0,5 masas solares se produce una disminución del volumen y la luminosidad. Agotado el helio nuclear, la estrella recurre de nuevo a las reservas de sus capas anexas, volviendo a enfriarse y a aumentar de tamaño hasta alcanzar aproximadamente el doble de volumen obtenido como gigante roja, además de su cota más alta de luminosidad (fase de Rama asintótica gigante). En última instancia, y una vez agotadas incluso la reservas de helio, la estrella podrá recurrir a las capas más externas de hidrógeno para mantener su actividad nuclear. En cualquier caso, la estrella, que desde la fase de gigante roja ha estado expulsando el material de sus capas más externas al exterior, se descompondrá finalmente durante la fase de Rama asintótica gigante en forma de nebulosa planetaria, dejando como único remante un núcleo estelar degenerado y brillante, es decir, una enana blanca.

Las estrellas de entre 9 y 30 masas solares experimentan una evolución física tras el agotamiento de hidrógeno que las hace atravesar el diagrama de Hertzsprung-Russell a través de los estados de Supergigante azul y Supergigante amarilla. En este periodo la estrella mantiene su luminosidad constante mientras su temperatura superficial disminuye notablemente. Por lo general, estas estrellas suelen acabar en el estado de Supergigante roja, donde se produce la mayor parte de la combustión del helio, aunque para ciertas masas y metalicidades esta reacción se produce en unas etapas de supergigante azul y supergigante amarilla muy longevas. La supergigante roja seguirá consumiendo los distintos tipos de átomos sintetizados en su interior hasta llegar al hierro, formando una serie de capas similares a la de las cebollas con los elementos de distinto número atómico. Llegado al límite de los procesos de reacciones nucleares la estrella se colapsará estallando como supernova. A las estrellas con masa superior a 30 masas solares aproximadamente les espera un destino similar; sin embargo, en ningún caso llegan a alcanzar el estado de supergigante roja, sino que, tras pasar por el de gigante azul, entran en una fase de alta inestabilidad llamada Variable luminosa azul, desprendiéndose de sus capas exteriores y adoptando las luminosidades estelares más alta conocidas en nuestro Universo. A causa de esta pérdida de masa, la estrella se tranforma en un astro desprovisto de hidrógeno en su atmósfera, muy caliente y luminoso, caracterizado por una gran fuerza en sus vientos solares; se trata de una estrella Wolf-Rayet. A partir de las 9 masas solares, el destino de las estrellas resulta distinto del de las de masa inferior; debido a que el núcleo es incapaz de seguir generando energía a partir de la fusión éste se desestabiliza y hunde sobre sí mismo. En este momento de contracción final se generan multitud de elementos más pesados que el hierro por medio del proceso de captura de protones y neutrones. Por lo general, la muerte de la estrella se produce mediante un estallido de supernova, (y en algunos casos, como brote de rayos gamma) y su posterior conversión en remanente estelar. El artículo sobre evolución estelar de la Wikipedia lo resume de la siguiente manera:

En función de la masa y de la metalicidad tenemos cuatro posibles destinos para las estrellas masivas y muy masivas:

1. Para la mayoría de las estrellas el remanente inicial será una estrella de neutrones y se producirá una supernova.
2. Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 masas solares (el límite exacto depende de la metalicidad), parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre ésta provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma.
3. En estrellas de masa superior a 40 MSol y baja metalicidad el remanente inicial es un agujero negro, por lo que las capas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova. No obstante, los modelos actuales no descartan que se pueda producir una supernova débil, sobre todo si la velocidad de rotación de la estrella es elevada. Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma.
4. Para el infrecuente caso de estrellas de muy baja metalicidad y masa entre 140 MSol y 260 MSol existe una última posibilidad: una explosión de supernova producida por la creación de pares electrón-positrón. En dicho caso la estrella se desintegra por completo sin dejar un remanente.

Ver también:
Youtube_ Imágenes de supernovas captadas por el Observatorio de Begues durante 2009
Youtube_ Nebulosas
Youtube_ Supernovas
Youtube_ Megadesastres: Erupción de Rayos Gamma

Entradas relacionadas:

Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (1ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (2ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (3ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (4ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (5ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (6ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (8ª parte)

Otros apuntes en Diario de un explorador:
Apuntes de Física: Teorías y leyes (1ª parte)

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Una respuesta

  1. Tienes un blog muy interesante.
    Y yo también estoy en Tenerife, al menos por ahora.

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