Antonio José Veas Arteseros en Astronomía Abogado • Antonio Jose Veas Arteseros 11/8/2016 · 10 min de lectura · +800

Breve análisis del nacimiento, vida y muerte de las estrellas.

Breve análisis del nacimiento, vida y muerte de las estrellas.PARA COMPRENDER LO MUY GRANDE, HAY QUE EMPEZAR POR COMPRENDER LO MUY PEQUEÑO.- LA DINÁMICA NUCLEAR DE LAS ESTRELLAS .

El objetivo del presente artículo es, por un lado, ofrecer una breve pero suficiente descripción de esta fascinante materia de las etapas básicas de la vida de las estrellas, aderezadas con necesarias y previas pinceladas del mundo atómico, y por otro, ofrecer una visión clara de las mismas y de algunos elementos que, en la literatura de divulgación astronómica, se presenta de un modo incompleto unas veces, y otras excesivo, que puede llevar a confusión. Y ello con el sólo ánimo de compartirlo con los apasionados de las estrellas y abierto, con sumo placer, a cualquier sugerencia, corrección u opinión.

Cualquier elemento de lo que conocemos como materia, se compone esencialmente en su estructura atómica de un núcleo compuesto por PROTONES (+) Y NEUTRONES y un cinturón orbital en el que giran los ELECTRONES (-). A escala, si el núcleo del átomo (protones y neutrones) fuera del tamaño de un balón de baloncesto, los electrones serían poco menos que bolas de pimienta orbitando alrededor a una distancia de casi dos kilómetros. Entre el nucleo atómico y la distante órbita de los electrones hay....nada (que se sepa): en esencia, la materia es practicamente "hueca".

 Los PROTONES Y NEUTRONES están compuestos a su vez por TRES QUARKS:

· PROTÓN (+) = u-u-d (up, up, down)

· NEUTRON  = u-d-d (up, down, down)

El Neutrón por su parte, si bien tiene una composición de quarks, no es más que la fusión entre un protón y un electrón, que necesita su presencia en el núcleo para su existencia. Fuera del núcleo, el neutrón se desintegra en un protón y un electrón.

A diferencia del Protón y el Neutrón, los Electrones son partículas elementales, es decir, no están compuestos de Quarks (lo que los convierten en protagonistas relevantes en el ámbito de la Física Cuántica).

Cada uno de esos Quarks está unido con los demás dentro de la partícula (Protón o Neutrón) por medio de Gluones, una especie de muelles  que da consistencia a la partícula.

En cuanto tamaño, el Protón tiene un tamaño de la billonésima parte de un milímetro (10 elevado a -12 ), lo cual lo convierte en algo tremendamente ínfimo en comparación con los parámetros humanos. Caben tantos protones en el volumen de un grano de arena, como granos de arena caben en el planeta Júpiter[1], que a su vez equivale a unas 1.300 veces la Tierra. Pero si el Protón es diminuto, el Electrón los es aún más, como hemos visto.

Hay que tener presente esta estructura del átomo, con el núcleo y la barrera orbital de electrones, lo que nos va a permitir comprender nada menos que el futuro de las estrellas y su forma de morir, así como la generación de los exóticos Agujeros Negros.

Igualmente, tenemos que concebir el Tiempo desde una nueva perspectiva. Alejarnos de la sensación y percepción "mental" del tiempo (unidireccional y siempre hacia adelante) y ubicarlo dentro del espacio, como una línea que se expande o se comprime junto con él, a la vez que lo hace el espacio. La dimensión será el "ESPACIOTIEMPO". Lo podemos imaginar como una linea de rotulador (Tiempo) pintada a la largo de la superficie de un globo (Espacio), que se infla y se desinfla.

A.- CÓMO NACE UNA ESTRELLA

Las estrellas son gigantescos cúmulos de Hidrógeno que se han formado en un llamado "disco de acreción" que gira en torno a un centro gravitatorio, el cual atrae las capas externas hacia el mismo. En el caso particular del Sol, se trata de una estrella de 3ª Generación, es decir, que está compuesta por Hidrógeno y elementos más pesados de otras estrellas que murieron hace miles de millones de años como Supernovas.

Con las altas temperaturas generadas por la presión de las capas exteriores  hacia el centro, atraidas por la gravedad,  se inicia la cadena PROTÓN-PROTÓN (la mayoría de las estrellas nacen de esta forma). En este disco de acreción, el Hidrógeno está ionizado[2], es decir, disociado en sus componentes, los protones y electrones viajan libres. Cuando los protones de las capas interiores ("presionados" por el peso de las capas exteriores del disco) se aproximan lo suficiente y a una velocidad que supere la repulsión electrostática propia de las partículas del mismo signo, entra en juego la Fuerza Nuclear, que actúa como ganchos capaces de unir dos partículas del mismo signo eléctrico, que por tal motivo tienden a repelerse. Sin dicha fuerza nuclear, sin esos ganchos, los protones (carga positiva+) siempre estarían condenados a repelerse por la fuerza electromagnética y nunca podrían unirse para formar núcleos atómicos. Cuando dos Protones (o lo que viene a ser lo mismo, dos núcleos de Hidrógeno)  se fusionan por efecto de la fuerza nuclear, se forma un núcleo de DEUTERIO O HIDRÓGENO PESADO (compuesto por un Protón y, esta vez sí,  un Neutrón), generándose en la reacción un Neutrino y un Fotón de luz, así como una radiación (calor) de Rayos Gamma (γ). Es la ENERGÍA liberada en la reacción y que hace que la masa del nucleo de Deuterio resultante  sea inferior a la suma de las masas de cada uno de los dos Protones que lo conforman; Cuando otro Protón choca con este núcleo de Deuterio, se forma un núcleo de Helio 3 (He-3), compuesto por dos protones y un neutrón. La fusión de dos núcleos de He-3 da lugar a un núcleo de He estable con dos protones y dos neutrones, y se liberan los otros dos protones restantes.

De forma más sencilla, podemos decir que la fusión de 4 protones produce un núcleo de Helio, generándose un neutrino y un fotón de luz en cada reacción y liberándose 2 protones. Como vemos en cada paso de fusión se libera energía, en forma de fotones de luz, neutrinos y radiación: La estrella se enciende; y dicha energía liberada sostiene a su vez a las capas más exteriores de la estrella que tienden a caer, por la gravedad, hacía el centro de la misma, y que ejercen una presión que aumenta la temperatura del interior (a mayor presión, mayor temperatura) y sigue estimulando la fusión de los elementos  en el núcleo y las capas inferiores: La estrella se equilibra.  Continúa entonces la sucesión de fusiones nucleares (cuya cadena comenzó,  como vimos, con la fusión del Hidrógeno en Helio),  dando lugar a elementos cada vez más pesados en las capas inferiores hasta el núcleo, sucediéndose básicamente de Helio a Carbono, de éste a Neón,  a Oxígeno,  a Silicio y finalmente a Hierro (Fe, elemento 26) en su isótopo corriente Fe 56 (compuesto de 26 protones y 30 neutrones), en donde se detiene la fusión. No existe, en el interior de estrella alguna, temperatura suficiente como para fusionar el Hierro en elementos más pesados. El horno nuclear se detiene. Todos los elementos más pesados que el Fe 56 se generarán en las más altas temperaturas que sólo se alcanzan en la explosión de la estrella..., una explosión de Supernova. El calcio de nuestros huesos, el nitrógeno de nuestro ADN, el hierro y el cobre de nuestra sangre, el zinc de nuestro sistema inmune, proceden del horno nuclear y la muerte de las estrellas. Estamos hechos de polvo de estrellas. Por eso, mirar al cielo estrellado es dirigir la mirada al vientre cósmico del que procedemos.

No obstante, sólo las estrellas de mayor tamaño alcanzan la fusión en dichos elementos más pesados. Estrellas como nuestro "pequeño" Sol no pasarán, como mucho, de la fusión Hidrógeno-Helio-Carbono, y algunas más pequeñas se detendrán en la fusión del Hidrógeno en Helio.[3] La combustión de Hidrógeno acapara el mayor periodo de vida de la estrella. En una estrella de unas 25 masas solares el combustible se quema a gran velocidad, durando la fusión del Hidrógeno un mínimo de 7.000.000 años, la del Helio 500.000 años, la del Carbono 600 años, la del Neón  1 año, la del Oxígeno de 6 meses a 1 día, y la del Silicio en un solo día; La fusión del Silicio en Hierro, el último eslabón de la cadena,  se produce en apenas 24 horas.

Pero también es un milagro que las estrellas brillen..! En estrellas como nuestro Sol, el fotón generado en la fusión de los protones inicia un viaje en el que es repetidamente absorbido y expulsado por otras partículas, permaneciendo cientos de miles de años o millones de años atrapado en el interior de la estrella, en la llamada Zona Radiactiva de la misma de 260.000 Km de espesor. Un vez llegado a la Zona Convectiva, (zona externa) el fotón es expulsado hacia la superficie por fuerzas convectivas en tan solo 10 días. Ya en la superficie, es emitido hacia el espacio y hacia la Tierra, llegando en apenas 8 minutos que tarda en recorrer la distancia que nos separa del Sol, 150.000.000 Km, que es lo que se denomina Unidad Astronómica (U.A). Tardaríamos 20 años en avión hasta llegar al Sol.

B.- LA VIDA DE LAS ESTRELLAS.

La vida de las estrellas nos la determina el Diagrama Hertzsprung-Russell[4], un diagrama con referencia a la temperatura y luminosidad de las estrellas. La mayor parte de la vida de una estrella se desarrolla en la llamada SECUENCIA PRINCIPAL, en la que, con la estrella equilibrada, la luminosidad de la misma va aumentando conforme lo hace su temperatura. Cuando la estrella comienza a expandirse tras quemar el Hidrógeno del núcleo, se dirige hacia la zona de las Gigantes, y Supergigantes Rojas en las que su luminosidad permanece e incluso se incrementa, mientras la temperatura disminuye, enfriándose.

Por su parte, en la zona de las Gigantes y Supergigantes Azules las estrellas alcanzan la mayor luminosidad con la mayor temperatura, lo que provoca que su combustible se agote con mucha rapidez.


Breve análisis del nacimiento, vida y muerte de las estrellas.

En las Gigantes y Supergigantes Rojas, una vez expulsadas las capas exteriores de la estrella, (formando una "nebulosa planetaria"), queda el núcleo comprimido, convirtiéndose en una estrella que brilla cada vez menos por la ausencia de reacciones nucleares y capas exteriores que le den energía, pero cuya temperatura es cada vez mayor debido a la compresión de los elementos del núcleo, lo cual puede llevar a la estrella a morir conforme se enfría, o bien a convertirse en una estrella de neutrones, si se traspasa el límite de 1.44 masas solares (Límite de Chandrasekhar) o en un Agujero Negro,  si se traspasa el límite de 3 masas solares (Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff).

Por el Diagrama H-R sabemos que la luminosidad de las estrellas es proporcional a su superficie y a la cuarta potencia de su temperatura en la superficie, con lo que a igualdad de temperatura superficial, las estrellas más luminosas tienen que tener mayor tamaño.

Así, en la parte superior derecha, tenemos estrellas de gran radio y baja temperatura (Gigantes Rojas). En la inferior izquierda están las estrellas poco luminosas pero muy calientes y alta temperatura, con lo que su radio es pequeño (Enanas Blancas)

La posición de una estrella en el diagrama depende de su masa, su composición química y de su edad. Mientras queman su Hidrógeno la estrella está en la secuencia principal, y dependiendo de cuan masiva sea, tendrá más o menos Hidrógeno que quemar. Lo que sucede es que las estrellas muy grandes queman su combustible de Hidrógeno rápidamente, por lo que permanecen poco tiempo en la secuencia principal, al contrario que las estrellas más pequeñas que lo queman a un ritmo mucho más lento, permaneciendo en la Secuencia Principal durante miles de millones años, como nuestro Sol, en contraste con, por ejemplo, las estrellas de 60 masas solares que permanecen en la Secuencia Principal durante apenas unos cientos de miles de años.

C.- LA MUERTE DE LAS ESTRELLAS

La muerte de las estrellas puede dar como resultado una de estas tres especies estelares: ENANA BLANCA, ESTRELLA DE NEUTRONES O UN AGUJERO NEGRO.

1.- ENANA BLANCA.- Tras la extinción del Hidrógeno y del Helio, y el apagón del horno nuclear, la masa de muchas estrellas no es tan grande como para, al caer libremente hacia el centro de la misma, presionar lo suficiente para incrementar la temperatura, e iniciar la combustión del Carbono, con lo que el núcleo, ya sin actividad nuclear,  quedará finalmente compuesto de este elemento. Las capas externas caen entonces hacia el centro de la estrella sin encontrar resistencia , provocando la rotura de las órbitas de electrones de los átomos de Carbono del núcleo estelar, (que, recordemos, giraban a una considerable distancia de su núcleo atómico); pero la fuerza de repulsión de éstos al aproximarse entre sí tras romperse sus órbitas (todos tienen la misma carga negativa -), compensa y soporta el peso de las capas externas y la gravedad. Y si bien, como decimos,  no hay suficiente presión para encender el nucleo de Carbono,  sí la hay para encender el Hidrógeno remanente de la parte interna de las capas exteriores, las cuales, al no encontrar suficiente resistencia en capas más exteriores que pesen sobre ellas, provoca un efecto de expansión. Es la fase de GIGANTE ROJA, en la que la estrella se hincha como consecuencia de la expansión de las capas más externas, debido a la energía liberada por la fusión de dicho Hidrógeno remanente. La energía de esta fusión externa calienta a su vez el centro de Carbono que sigue brillando pero enfriándose lentamente, hasta que muere dejando de emitir energía, degenerando en una bola de Carbono frío (¿un gigantesco diamante?). Este será el futuro del Sol, cuyas capas exteriores llegarán hasta la órbita de Júpiter, hasta que finalmente se apague la combustión del Hidrógeno exterior y se convierta en una nebulosa planetaria compuesta por Hidrógeno residual y el último Helio creado, alejándose de un núcleo de Carbono cada vez más frio e inerte. La estrella acaba sus días como una ENANA BLANCA.

Pero las Enanas Blancas tiene un límite de estabilidad, conocido como Límite de Chandrashekar[5], joven científico indio (y Nobel de Física en 1.983) quien en 1.930, con sólo 19 años, calculó como el  equivalente a 1.44 masas solares, por encima del cual, la estrella puede convertirse en una Estrella de Neutrones o en un Agujero Negro.

2.- ESTRELLA DE NEUTRONES.- El Hidrógeno y el Helio se van fusionando en los elementos que forman la estrella en capas cada vez más densas, cual cebolla,  (H, He, C, O, Si) hasta llegar al núcleo de Hierro (Fe), concretamente al isótopo Fe 56 que no admite más fusión en las temperaturas interiores del horno nuclear de la estrella. De hecho, la adición de más materia al Hierro, no libera energía sino que la absorbe, haciendo que las capas externas al núcleo de Hierro se precipiten contra el mismo a gran velocidad. La barrera de electrones se rompe igualmente, pero, en esta ocasión,  la fuerza de repulsión de éstos no es capaz de frenar el colapso, por lo que los electrones caen y se funden con los protones del núcleo, creando un inmenso amasijo atómico de NEUTRONES, el cual por un lado, acelera la precipitación de los elementos exteriores hacia el centro (por aumento de la gravedad), y al mismo tiempo detiene el colapso, ya que, no obstante, la materia que cae no es capaz de descomponer semejante masa de neutrones. En las estrellas cuya masa es superior a 8 masas solares[6], toda esa masa de la estrella en su libre caída, choca contra este muro de neutrones y se provoca una onda de choque, que la hace rebotar y la expulsa hacia el espacio a 30.000km/seg, incrementándose dicha velocidad por el efecto catalizador positivo (como gasolina al fuego) de los neutrinos (ν), que se han creado en la fusión de los protones y electrones que habían quedado atrapados en la densidad de la estrella durante el colapso. Todo esto ocurre en un sólo segundo. Semejante evento de onda de choque provoca la explosión de la estrella en una gigantesca SUPERNOVA, quedando un núcleo de Neutrones (todo el Sol comprimido en un radio de 15 Km, con una densidad de 6x10 elevado a 17 Kg/m3 , esto es, 6 Trillones de Kg/m3, 6.000 Billones de Toneladas por m 3 , 60 Billones Tn/cm3 ), girando sobre su eje (por conservación del Momento Angular) a una velocidad de 70.000 Km/seg y emitienedo, a intervalos regulares, radiación X y Gamma. Este faro cósmico se conoce como PÚLSAR.

3.- AGUJERO NEGRO.- Cuando el núcleo de Neutrones (ya sea por superación de límite de una Enana Blanca, ya por colapso de estrella masiva) del reducto central de la estrella es superior a 3 masas solares, (Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff), éste ni siquiera puede resistir su propia presión gravitatoria; La bola de Neutrones no es capaz de soportar el incremento de la gravedad, que provoca su extrema densidad. Es el momento de quebranto y la estrella, en su colapso gravitacional, se va comprimiendo más y más hasta un punto inimaginable,  provocando la ruptura del tejido del espacio-tiempo y se auto-engulle, como un calcetín al que damos la vuelta tras meter la mano dentro, creándose un Agujero Negro, dotado de una gravedad extrema y de cuyo interior, ni siquiera la luz  a 300.000 Km/seg, es capaz de escapar…, el elemento más exótico del Universo  en el que el espacio se comprime y se invierte..,en el que el tiempo se comprime..,y se invierte.


[1]El bosón de Higgs”. CSIC. Alberto Casas y Teresa Rodrigo. Pg. 21

[2] La Gran Explosión (Big Bang) creó el 99,98% del Hidrógeno en su versión isotópica (denominada Protio), esto es, un átomo cuyo núcleo consta de un solo protón, sin ningún neutrón, (si bien al Protio, se le llama comúnmente Hidrógeno). Este neutrón procederá de la fusión con otro protón, dando lugar a un átomo con un protón y un neutrón, esto es Deuterio. 2 de cada 100.000 núcleos de Hidrógeno aparecen en forma de Deuterio, el cual persiste en el gas interestelar que se incorpora a las nuevas estrellas. (“La vida de las estrellas” Investigación y Ciencia –Temas 7-Pg. 28).

[3]Así explota una Supernova”.- Investigación y Ciencia –Temas 7-Pg. 100).

[4] Astronomía (Ed. Orbis).- Estrellas y Constelaciones.- El Diagrama de Hertzprung-Russell

[5] El límite de Chandrashekar es la máxima masa posible de una estrella fría estable. Si se supera este límite la estrella colapsará para convertirse en un agujero negro o en una estrella de neutrones. Este límite equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca. De forma similar, también existe un límite a la masa que las estrellas de neutrones pueden soportar. En este caso, son los neutrones quienes están degenerados y pueden soportar una masa del orden de tres masas solares. Este es ellímite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff.

[6] Astronomía (Ed. Orbis).- Estrellas y Constelaciones.- Las Supernovas.

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#3 thanks @David Grinberg for commenting ! @Daniel Paz este tipo de interacción se va a producir cuanto tengamos un botón para traducir los artículos. CC @Noël De Castro García @Federico Álvarez San Martín @Alberto Anaya Arcas

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David B. Grinberg 14/8/2016 · #3

Muchas gracias por este articulo excelente!

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Muy buen artículo! !!, muy bien estructurado y explicado para todos, ese es el objetivo de un buen divulgador que disfruta con lo que quiere comunicar y SABE CONTARLO. ENHORABUENA! !! Compartido queda (compartir para enseñar y aprender). To be continued...

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Mamen 🐝 Delgado 11/8/2016 · #1

Me encanta el tema @ANTONIO JOSÉ VEAS ARTESEROS!! Gracias por tanta y tan interesante información. Feliz día!

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