Nacimiento y muerte de las estrellas (1)

Astronomía
Nacimiento y muerte de las estrellas (1)
El Sol, junto con otras cien mil millones de estrellas, forma parte de una galaxia, nuestra Galaxia. La caracterizan
núcleo central y unos brazos espirales. El espacio entre las estrellas, el medio interestelar, contiene gas y partícu
sólidas microscópicas que constituyen el polvo interestelar. El medio interestelar es muy tenue y permite el paso
de las estrellas. Existen también concentraciones de gas y polvo, más opacas, que pueden reducir drásticamente
las estrellas al interceptar su camino hacia el observador. Reciben el nombre de nebulosas interestelares. Tienen
mil billones de kilómetros y temperaturas de 10 a 100 grados absolutos (263 a 173 grados centígrados bajo cero)
Existen datos observacionales suficientes para establecer, de manera incontrovertida, que las estrellas nacen en
nebulosas interestelares. La colisión con otra nube masiva, el paso de una estrella por sus proximidades, la explo
una supernova cercana, son factores que pueden desequilibrar la nube y provocar su ruptura. Los fragmentos col
gravitacionalmente hacia el centro y este proceso aumenta la temperatura y densidad del interior. La evolución fu
glóbulo formado depende de su masa. Si es suficientemente grande, superior a unas ocho centésimas de masa so
temperatura interna alcanza valores suficientes para que ocurran reacciones nucleares en el interior del glóbulo.
energía liberada en este proceso basta para contrarrestar su peso. Detenido el colapso, el glóbulo alcanza la esta
pasa a ser una estrella.
Una nebulosa típica puede romperse en diez, cien y hasta miles de fragmentos y producir muchas estrellas al mis
tiempo. Es el proceso usual. Es raro que las estrellas nazcan aisladas, la mayoría son miembros de sistemas múlti
cúmulos.
Un fragmento destinado a formar una estrella similar al Sol contiene del orden de 2 masas solares y su tamaño su
un factor 100 al sistema solar. La temperatura no difiere de la que tenía la nube parental. La contracción gravitac
hacia el centro calienta el gas, pero como es muy transparente, la radiación escapa al exterior. La contracción con
aumentando la densidad, haciendo el medio cada vez más opaco e impidiendo por esta causa que la radiación esc
aumentando la temperatura. También por esta causa, la radiación interacciona más fácilmente con la materia y en
consecuencia ocurren procesos que, al modificar las condiciones físicas, impiden nuevas fragmentaciones. Cuando
transcurrido varias decenas de miles de años del inicio de la contracción, el fragmento tiene ya la forma de una es
diámetro cercano al de nuestro sistema solar. La región central, más opaca y densa, tiene una temperatura de un
grados y recibe el nombre de protoestrella. Esta estructura aumenta su masa atrayendo materia de las regiones e
favoreciendo el colapso que provoca la disminución del radio y el incremento de temperatura y densidad de su int
La protoestrella evoluciona y en las fases avanzadas muestra una región externa que emite radiación. El mecanis
gobierna este fenómeno observable no son las reacciones nucleares, sino el calentamiento del gas causado por la
contracción gravitacional. Conociendo la temperatura superficial y el radio es posible estimar la luminosidad, que
alcanzar valores que superan en miles de veces la del Sol. En las fases finales, la protoestrella tiene aproximadam
masa solar, su radio es de un millón de kilómetros. La contracción ha elevado la temperatura del interior hasta lo
millones de grados, suficiente para iniciar las reacciones nucleares. Los núcleos de hidrógeno fusionan para produ
núcleos de helio. Durante los 30 millones de años siguientes la estrella se contrae un poco más, aumentando su d
central y temperatura, que alcanza los 15 millones de grados. La energía nuclear es suficiente para contrarrestar
colapso gravitacional y la estrella entra en una fase de estabilidad que será la masa larga de su vida. Todos los pr
descritos anteriormente duran entre 40 y 50 millones de años. Parece mucho tiempo pero en realidad es inferior a
la vida media atribuida al Sol.
Paralelamente a lo procesos descritos, ocurre en muchos casos la formación de los planetas. La evolución de la
protoestrella va acompañada por la de un disco protoplanetario que la rodea. La materia interestelar de la nebulo
sobre el plano central, originando la protoestrella, y produciendo una acumulación de los granos de polvo interest
las distintas zonas del disco, que se transformarán en los denominados planetésimos. Estas estructuras crecen en
atrayendo los menos masivos y la materia circundante, hasta producir las estructuras que pueblan el sistema plan
planetas, asteroides, etc. Las propiedades de los planetas quedarán fijadas por su posición respecto a la estrella c
Nacimiento y muerte de las estrellas (2)
Es obvio que la evolución del planeta, su propia supervivencia, esta ligada a la estrella
central. A los procesos que ésta sufra a lo largo de su vida. Es más, es muy difícil sino
imposible, garantizar la vida del planeta en el caso de que la estabilidad de la estrella quede
comprometida. Es obvio que las restricciones son todavía más fuertes para la atmósfera y, por
supuesto, para el mantenimiento de condiciones adecuadas para el desarrollo de la vida.
En la primera etapa de su vida la estrella mantiene su estabilidad gracias a la energía
producida por las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno en helio, que contrarrestan el
peso de la estrella. En el transcurso del tiempo todo el hidrógeno central acaba transformado
en helio. Sin embargo las estrellas no pueden utilizar los núcleos de este elemento como
nuevo combustible porque la temperatura interna no es suficientemente alta. En
consecuencia, la estrella deja de ser estable y colapsa hacia el centro. Este proceso modifica
las propiedades observables de la estrella. La contracción provoca un incremento de la
temperatura central que acaba adquiriendo el valor necesario para producir las reacciones
nucleares de fusión del helio.
La contracción gravitacional de la estrella produce un efecto letal para los planetas próximos.
En el caso del Sol, el núcleo inerte de helio provocará las primeras contracciones dentro de
unos 5500 millones de años. La atmósfera del Sol experimentará una expansión que la llevará
hasta la órbita de la Tierra, y la biosfera alcanzará la temperatura fusión del plomo.
El proceso descrito en el párrafo anterior, agotamiento del combustible nuclear, contracción y
reacciones nucleares implicando un nuevo elemento, se repite en las diferentes fases de la
vida de una estrella. Si la masa es similar al Sol, no podrá alcanzar la temperatura necesaria
para fusionar el carbono. La estrella concluirá entonces su vida como una enana blanca cuyo
brillo disminuirá paulatinamente hasta devenir un objeto oscuro inobservable, la enana
negra. Por el contrario, si es suficientemente masiva, la estrella utilizará, sucesivamente,
como combustible nuclear todos los elementos del sistema periódico hasta el hierro. Así, en
las etapas finales, la estrella masiva contiene un núcleo central de hierro rodeado por capas
que contienen elementos más ligeros. Como el hierro es el elemento más estable, no es
posible utilizarlo como combustible nuclear. La estrella colapsa sin que nada la detenga y
finalmente explota dejando como residuo una estrella de neutrones o un agujero negro.
Los procesos que gobiernan la muerte de las estrellas están determinados por la masa
adquirida durante su nacimiento. La duración de su vida también. Puede ser del orden de
millones de años para las estrellas muy masivas y más larga, miles de millones de años,
cuando las estrellas tienen masas similares al Sol o más pequeñas.
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