VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS

Después de unos cuantos post de XXX sobre series me apetecía cambiar un poco y escribir sobre algo de ciencia para que el blog no sea demasiado monótono. Así que aquí describo muy brevemente y de forma muy sencilla cómo es el nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas.

Las estrellas nacen en el interior de nubes de gas (principalmente hidrógeno) y polvo llamadas nebulosas como resultado de una condensación de materia.

Las estrellas de primera generación, es decir, las primeras estrellas que nacieron en el Universo, se formaron a partir de los restos del Big Bang y estaban formadas exclusivamente de hidrógeno (eran estrellas enormemente gigantes y con un ciclo de vida muy corto debido a su tamaño). Al morir dejaron sus restos formando nebulosas de hidrógeno y de otros elementos más pesados que formaron en su interior como producto de las reacciones nucleares.

Cuando en un punto de la nube de gas hay una pequeña concentración de gas más denso que el resto (puede estar provocada por la onda de choque de una supernova cercana, por ejemplo), por gravedad, esta concentración atrae más gas y polvo en un proceso que se acelera con el tiempo, pero que aún así es un proceso muy muy largo (en términos temporales humanos, claro).

imageimage Nebulosas. Hay fotos espectaculares de nebulosas, aunque cabe decir que la mayoría no son tan llamativas como nos las muestran, sino que esos colores tan vivos son resultado de fotografiarlas con cámaras infrarrojas, de rayos gamma y de algunos filtros.

Los átomos comienzan a contraerse cada vez más y más rápido formando un remolino debido a que cada vez existe mayor concentración de materia. El proceso continúa hasta que tenemos una enorme pelota de gas lo suficientemente grande como para que la fuerza de atracción que ejerce sobre los átomos del núcleo haga que éstos se rocen con tanta intensidad que se genera suficiente energía como para que se inicien reacciones nucleares de fusión. Esto sucede cuando se alcanza aproximadamente 1millón de grados centígrados. La reacción nuclear del núcleo hace que la presión aumente; presión que “empuja” hacia afuera, mientras que la fuerza de la gravedad “tira” hacia adentro. Estas fuerzas acaban equilibrándose y la contracción de la materia se detiene ¡Ya tenemos una estrella! La estrella pasa en este estado de equilibrio entre presión interna y fuerza de la gravedad el 90% de su vida.

Cuando la estrella envejece y termina el hidrógeno de su núcleo, comienza a consumir el que hay en una capa exterior al mismo, con lo cual la estrella aumenta de tamaño porque también aumenta la presión de su interior. Cuando este hidrógeno también se termina, comienza la reacción del helio en el núcleo. Esto hace aumentar todavía más la presión, con lo que el tamaño de la estrella también aumenta (se cree que el Sol engullirá a Mercurio y quizás a Venus dentro de unos 5000 millones de años cuando empiece a consumir su helio). Como ocurrió con el hidrógeno, cuando se termine el helio del núcleo continuará con el de la capa que lo rodea, terminando por activar remanentes de hidrógeno bastante alejados del núcleo.

image

Cabe destacar que durante toda esta última fase de la vida de la estrella su temperatura superficial disminuye gradualmente, pero es justo al final, cuando hay reacciones de helio y hidrógeno al mismo tiempo, cuando alcanza la mayor luminosidad de toda su vida. Pero estas reacciones conjuntas harán su estructura muy inestable debido a los gradientes de temperatura que existirán en su interior, por lo que al final expulsará sus capas exteriores. Así la estrella morirá dejando como recuerdo una nebulosa y una enana blanca (el núcleo muerto de la estrella). Esta enana blanca ya no tiene reacciones en su interior pero sigue brillando durante miles de años por el calor almacenado en su interior (la superficie está a unos 100000 ºC) que irá perdiendo lentamente hasta llegar a convertirse en una enana negra. Esto último ocurre tan despacio que todavía, después de 13700 millones de años desde que comenzó el Universo, no existe una enana negra (al menos conocida).

Pero la muerte de una estrella puede ser mucho más dramática cuando es 9 veces más pesada que el Sol porque después de agotar el helio de su núcleo todavía tiene energía para encender otros elementos cada vez más pesados (que se agotan en periodos de días). Al final las reacciones nucleares de estos elementos pesados ya no generan suficiente presión como para aguantar la fuerza gravitatoria y el núcleo se desplomará sobre sí mismo, dejando un hueco casi vacío entre núcleo y manto porque, aunque el manto también se contrae por gravedad, el núcleo lo hace muchísimo más rápido. Este desplome del núcleo produce unas temperaturas de 3 mil millones de grados, lo cual hace que se emitan fotones tan potentes que parten literalmente los átomos de hierro, liberando una infinidad de partículas y produciendo átomos más pesados. Esta gigantesca explosión, llamada supernova, puede llegar a ser más luminosa que todas la estrellas de una galaxia juntas (que son unas 200 mil millones, casi nada…) y genera una onda de choque que se llevará consigo el manto que se estaba contrayendo, creando una nebulosa.

Al final, el núcleo de la estrella quedará convertido en una estrella de neutrones o en un agujero negro. Puede incluso llegar a desaparecer en la explosión supernova si su masa supera más de 150 veces la masa del Sol.

imageEl punto que destaca por su luminosidad y que parece una estrella es una supernova

A continuación he puesto un video que muestra comparativamente el tamaño de los planetas con el de algunas estrellas del firmamento. Personalmente me parece muy interesante, así que os recomiendo verlo.

Saulon

2 comentarios to “VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS”

  1. Que entrada más bonita!Y curiosa! nunca había leído como ocurre. Muy bien explicado y el vídeo precioso!🙂

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