Esos puntitos brillantes del cielo

LAS ESTRELLAS:

Que por cierto, son algo más, mucho más, que simples puntitos luminosos que brillan en la oscuridad de la noche. Una estrella es una gran bola de gas luminoso que, en alguna etapa de su vida, produce energía por la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio. El término estrella por tanto, no sólo incluye estrellas como nuestro Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustible nuclear gastado.

Estrellas masivas que expulsan gases, ya que, cuando la masa es muy grande, su propia radiación las puede destruir y, de esta manera, descongestionan la tensión y evitan un final anticipado. Debajo tenéis una estrella super-masiva que ha expulsado gases formando una nebulosa para evitar su muerte. Estaba congestionada y, sólo la expulsión de material la puede aliviar y conseguir que siga brillando como estrella evitando explotar como supernova.

La masa máxima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual sería destruida por su propia radiación. La masa mínima es de 0,08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno, y se convertirían en enanas marrones.

La luminosidad de las estrellas varían desde alrededor de medio millón la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de una milésima de la del Sol para enanas más débiles. Las estrellas más abundantes y longevas del universo son las enanas rojas que, más pequeñas que nuestro Sol y a menor temperatura, fusionan el hidrógeno en oxígeno a velocidades más lentas y, algunas, tienen edades próximas a las del Universo. Por el contrario, las estrellas gigantes y supergigantes, tienen vidas cortas, su voracidad consume hidrógeno a tal velocidad que, sus vidas, sólo consiguen unos pocos cientos de millones de años: Eta Carinae, Btelgeuse y muchas otras.

Un ejemplo de estrellas con fuertes vientos estelares son las estrellas de la clase de Wolf-Rayet,  tipo espectral O, muy calientes. La intensa presión radiactiva propaga el envoltorio de hidrógeno y genera una pérdida importante de masa. El envoltorio muy caliente de una estrella Wolf-Rayet produce un espectro de emisión. La diversidad de las velocidades de las capas sondeadas dan líneas muy largas debido al efecto Doppler-Fizeau. Abajo, en la imagen vemos una Nebulosa que rodea a la estrella WR124 en la constelación de Sagittarius. Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas, muy calientes y evolucionadas casi al final de sus vidas. Llegadas a ese punto, sufren una intensa pérdida de material debido a los fuertes vientos estelares que generan. La imagen es de la  NASA (Hubble)

Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista. Las estrellas brillan como resultado de la conversión de masa en energía por medio de reacciones nucleares, siendo las más importantes las que involucran al hidrógeno.

Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta forma, se convierte en energía aproximadamente siete gramos de masa. De acuerdo con la famosa ecuación de Einstein E=mc², los siete gramos equivalen a una energía de 6,3 x 10¹⁴ Julios.

Las reacciones nucleares no sólo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que también producen elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Estos elementos pesados han sido distribuidos por todo el Universo mediante explosiones de supernovas o por medio de Nebulosas planetarias y vientos estelares.

Arriba tenéis estrellas nuevas en la Nebulosa de Orión, uno de los lugares más escitantes para los investigadores.  Ingentes turbulencias de los vientos solares que producen las estrellas masivas y que modelan el entorno de gas y polvo. Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras:

1. Mediante la etapa evolutiva, en pre-secuencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca o estrella de neutrones.
2. A partir de sus espectros, que indica su temperatura superficial conocida como clasificación de Morgan-Keenan.
3. En Población I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados.

EVOLUCIÓN ESTELAR

La conocida Nebulosa del Cangrejo es un resto de supernova de tipo plerión, resultante de la explosión de una supernova que fué vista por los chinos en el año 1054, fue visible por el día durante 22 meses. Situada a una distancia de aproximadamente 6.300 años luz en la constelación de Tauro. Sus filamentos de plasma son misteriosos para los astrofísicos que le han dedicado mucho tiempo al estudio de sus cambios de fases.

Como nos dice el título de más arriba (evolución estelar), está referido a la serie de cambios que sufren las estrellas durante sus vidas, cuya escala de tiempo depende fuertemente de sus masas y también en cierta medida, de su composición inicial. El progreso de una estrella durante su evolución puede ser seguido en un gráfico denominado diagrama de Hertzsprung-Russell (HR).

Los astrónomos y Astrofísicos, hacen tomas de estos objetos del cielo en distintas fases de radiación para poder dilucidar lo que en ellos se encierra, y, de esta manera, pueden observarlos en imágines de lus visible, de rayos X, en el Ultravioleta o en radiación gamma, Toda esta variedad le da más riqueza al estudio que, en distintos estadios pueden descubrir más elmentos que en uno.

Una estrella nace cuando se colapsa una extensa nube de gas por su propia gravedad (sería largo explicar aquí todo el proceso de rozamiento, ionización de las partículas y moléculas de la nube, hasta llegar a formarse el núcleo central). Una estrella brilla por primera vez porque la energía potencial gravitatoria perdida en este colapso se libera en forma de calor y luz.

Finalmente, la temperatura en el centro de la proto-estrella se hace lo suficientemente alta como para hacer entrar en ignición una serie de reacciones nucleares que involucran deuterio (un isótopo del hidrógeno), siendo durante algún tiempo la energía de esta reacción suficiente para evitar un colapso mayor.

Una vez que el deuterio se ha agotado, el colapso continúa, y la estrella es clasificada como un objeto presecuencia principal, siguiendo una trayectoria característica en el diagrama  HR. Para una estrella como nuestro Sol, esta fase dura varios millones de años. Finalmente, el núcleo de la estrella se vuelve lo suficientemente caliente como para iniciar las reacciones nucleares que convierten el hidrógeno en Helio, uniéndose la estrella a la secuencia principal en el diagrama HR.

Esta fase de combustión del hidrógeno durará entre unos pocos millones de años, para las estrellas más masivas,  una decena de miles de millones de años para estrellas como el Sol, y algunos miles de millones más de la edad actual del Universo para estrellas poco masivas, como las enanas rojas.

Estas pequeñas enanas,  que ocupan el tercio inferior del Diagrama de Hertzsprung-Russell, queman su combustible de hidrógeno con tanta mesura que pueden durar mucho más que la edad actual del Universo. En el Otro extremo de la escala, en la cima del Diagrama, están las estrellas gigantes de unas 100 – 120 veces la masa del Sol (si fuesen mucho más grandes, estallarían apenas comenzaran a calentarse, su propia radiación las destruiría) Estas inmensas estrellas derrochan el combustible nuclear pródigamente, y se quedan sin hidrógeno en un tiempo relativamente corto para las edades de las estrellas; una estrella diez veces más masiva que el Sol dura menos de 100 millones de años.

Una vez que el hidrógeno del núcleo se ha agotado, el núcleo se contrae bajo su propia gravedad (la que su propio peso genera) hasta que, en estrellas de más de 0,4 masas solares se vuelve lo suficientemente caliente como para iniciar reacciones nucleares que transforman helio en carbono (He + He =  Be. Be + He = Carbono).

La evolución posterior depende de la masa de la estrella. En estrellas de masa similar a la del Sol y mayor, mientras procede la combustión del helio, puede continuar la combustión del hidrógeno en una capa exterior al núcleo. En esta fase post-secuencia principal la estrella es más fría, más grande y más brillante de lo que lo era en la secuencia principal, y se clasifica como una gigante o, para las estrellas más masivas, una supergigante. Una vez que el helio del núcleo se ha agotado, el proceso de contracción del núcleo, seguido del comienzo de un nuevo conjunto de reacciones nucleares, puede comenzar nuevamente, repitiéndose varias veces.

Así pues, las gigantes más masivas y las supergigantes pueden desarrollar una estructura en capas, quemándose el combustible más pesado en el centro, mientras las capas superiores contiene combustibles más ligeros del ciclo de combustión anteriores. A través de estos procesos de las estrellas se hacen mayores y más brillantes.

Finalmente, sin embargo, bien la contracción del núcleo deja de producir una temperatura lo suficientemente alta como para que se produzcan más reacciones nucleares o bien, el las supergigantes, se llega a un punto en el que el núcleo está constituido por hierro, que no puede ser utilizado como combustible nuclear. El núcleo al colapsarse se convierte en una estrella de Neutrones o posiblemente en un Agujero Negro, mientras que las capas exteriores son eyectadas explosivamente en una explosión de supernova del tipo II.

         Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604.

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez que la estrella ha alcanzado el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía, sino que requieren energía para fusionarse en elementos más pesados. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, lo que normalmente toma apenas unos días.  Es en ese momento cuando su peso vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y éste colapsa. El núcleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de desintegrar los átomos de hierro en partícula alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración; estas partículas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

En las estrellas menos masivas la evolución procede de manera bastante diferente, en parte porque sus núcleos son lo suficientemente densos como para que sean importantes los efectos de degeneración.

Cuando el helio entra en ignición en un núcleo degenerado lo hace explosivamente en un flash del helio, haciendo que el núcleo se expanda. Después, con la estrella en la rama horizontal del diagrama HR, el helio continúa quemándose de forma no explosiva en el núcleo, mientras que el hidrógeno se quema en una capa circundante.  Una vez que el Helio se ha agotado en el núcleo, continúa quemándose en una capa durante la fase de la rama gigante asintótica.

Ahí podemos ver una hermosa Nebulosa planetaria. Tal como podría ser el día de mañana nuestro Sol. En el centro, la Enana Blanca resultante, brilla con fuerza y emite miríadas de radiación ultravioleta que inunda el lugar ionizando el gas circundante. En unos cien años, la Nebulosa se irá diluyendo y sólo quedará la enana blanca, un objeto denso y frío, un cadáver estelar.

Los detalles de la fase evolutiva posteriores son inciertos. Sin embargo, se piensa que las capas externas de las gigantes rojas son expulsadas para formar una Nebulosa planetaria, dejando al núcleo de la estrella expuesto, constituyendo una enana blanca. Así pues, el punto final de la evolución estelar, tanto en las estrellas masivas como en las poco masivas es que una parte de la estrella es dispersada en el espacio interestelar, dejando un remanente colapsado de combustible nuclear agotado.

Dependiendo de la masa inicial, lo que nos queda será: una enana blanca en estrellas como nuestro Sol que al quedar a merced de la Gravedad se contrae hasta el punto en que, la degeneración de los electrones la frena. Si la estrella original es mayor que nuestro Sol, entonces la implosión sólo es frenada cuando se unen electrones y protones para formar neutrones y llegado a un punto límite, estos se degeneran y son capaces de frenar la contracción de la estrella de neutrones como la que arriba podeis ver (mucho más densa que la enana blanca). Finalmente, si la estrella es muy masiva, la implosión de la estrella, su compresión es ilimitada, sigue y sigue y ni la degeneración de los neutrones puede frenarla, continúa contrayéndose hasta convertirse en un agujero negro, tan denso, que ni la luz puede huir de su enorme fuerza gravitatoria.

Este espectáculo sí que sería digno de poder ser contemplado. TRAS ANALIZAR 17.500 candidatos, los astrónomos Todd Boroson y Tod Lauer localizaron en un Quásar a 4.000 millones de años luz dos agujeros negros super-masivos muy próximos entre si. Orbitan uno alrededor del otro cada cien años. ¿Se querrán casar? El Agujero Negro resultante será descomunal, Un monstruo del Cosmos.

Así, se crea una singularidad alrededor de la cual aparece un disco de acreción que es denominado horizonte de sucesos y que marca los límites de seguridad para cualquier objeto que se pueda acercar al agujero, y, si dicho límite es traspasado, será engullido sin remedio.

emilio silvera

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