Ciclo de vida de una estrella pequeña

Las estrellas realmente nacen del polvo de estrellas, y debido a que las estrellas son las fábricas que producen todos los elementos pesados, nuestro mundo y todo lo que hay en él también proviene del polvo de estrellas.

Nubes de él, que consisten principalmente en moléculas de gas hidrógeno, flotan en la inimaginable frialdad del espacio hasta que la gravedad las obliga a colapsar sobre sí mismas y formar estrellas.

Todas las estrellas son iguales, pero al igual que las personas, tienen muchas variaciones. El principal determinante de las características de una estrella es la cantidad de polvo de estrellas involucrado en su formación.

Algunas estrellas son muy grandes y tienen vidas cortas y espectaculares, mientras que otras son tan pequeñas que apenas tenían masa suficiente para convertirse en una estrella en primer lugar, y estas tienen vidas extremadamente largas. El ciclo de vida de una estrella, como explican la NASA y otras autoridades espaciales, depende en gran medida de la masa.

Las estrellas aproximadamente del tamaño de nuestro sol se consideran estrellas pequeñas, pero no son tan pequeñas como el rojo. enanos, que tienen una masa aproximadamente la mitad de la del sol y están tan cerca de ser eternos como una estrella puede obtener.

El ciclo de vida de una estrella de baja masa como el sol, que se clasifica como una estrella de secuencia principal de tipo G (o una enana amarilla), dura unos 10 mil millones de años. Aunque las estrellas de este tamaño no se convierten en supernovas, terminan sus vidas de manera dramática.

La gravedad, esa fuerza misteriosa que mantiene nuestros pies pegados al suelo y los planetas girando en sus órbitas, es la responsable de la formación de estrellas. Dentro de las nubes de gas y polvo interestelares que flotan alrededor del universo, la gravedad fusiona las moléculas en pequeños grupos, que se liberan de sus nubes parentales para convertirse en protoestrellas. A veces, el colapso es precipitado por un evento cósmico, como una supernova.

En virtud de su mayor masa, las protoestrellas pueden atraer más polvo de estrellas. La conservación del impulso hace que la materia colapsada forme un disco giratorio y la temperatura aumenta debido al aumento de la presión y la energía cinética liberada por las moléculas de gas atraídas a la centrar.

Se cree que existen varias protoestrellas en la Nebulosa de Orión, entre otros lugares. Los muy jóvenes son demasiado difusos para ser visibles, pero eventualmente se vuelven opacos a medida que se fusionan. Mientras esto sucede, la acumulación de materia atrapa la radiación infrarroja en el núcleo, lo que aumenta aún más la temperatura y la presión, y eventualmente evita que caiga más materia en el núcleo.

Sin embargo, la envoltura de la estrella continúa atrayendo materia y creciendo hasta que ocurre algo increíble.

Es difícil creer que la gravedad, que es una fuerza comparativamente débil, pueda precipitar una cadena de eventos que conduzca a una reacción termonuclear, pero eso es lo que sucede. A medida que la protoestrella continúa acumulando materia, la presión en el núcleo se vuelve tan intensa que el hidrógeno comienza a fusionarse en helio y la protoestrella se convierte en una estrella.

El advenimiento de la actividad termonuclear crea un viento intenso que pulsa desde la estrella a lo largo del eje de rotación. El material que circula por el perímetro de la estrella es expulsado por este viento. Esta es la fase T-Tauri de la formación de la estrella, que se caracteriza por una vigorosa actividad en la superficie, que incluye llamaradas y erupciones. La estrella puede perder hasta el 50 por ciento de su masa durante esta fase, que para una estrella del tamaño del sol dura unos pocos millones de años.

Finalmente, el material alrededor del perímetro de la estrella comienza a disiparse y lo que queda se fusiona en planetas. El viento solar amaina y la estrella se asienta en un período de estabilidad en la secuencia principal. Durante este período, la fuerza hacia afuera generada por la reacción de fusión del hidrógeno al helio que ocurre en el núcleo equilibra la atracción hacia adentro de la gravedad, y la estrella no pierde ni gana materia.

La mayoría de las estrellas en el cielo nocturno son estrellas de secuencia principal, porque este período es, con mucho, el más largo en la vida de cualquier estrella. Mientras está en la secuencia principal, una estrella fusiona hidrógeno en helio y continúa haciéndolo hasta que se agota su combustible de hidrógeno.

La reacción de fusión ocurre más rápidamente en las estrellas masivas que en las más pequeñas, por lo que las estrellas masivas arden más calientes, con una luz blanca o azul, y arden por un tiempo más corto. Mientras que una estrella del tamaño del sol durará 10 mil millones de años, un gigante azul supermasivo podría durar solo 20 millones.

En general, ocurren dos tipos de reacciones termonucleares en las estrellas de la secuencia principal, pero en las estrellas más pequeñas, como el sol, solo ocurre un tipo: la cadena protón-protón.

Los protones son núcleos de hidrógeno, y en el núcleo de una estrella, viajan lo suficientemente rápido como para superar la repulsión electrostática y chocan para formar núcleos de helio-2, liberando un v-neutrino y un positrón en el proceso. Cuando otro protón choca con un núcleo de helio-2 recién formado, se fusionan en helio-3 y liberan un fotón gamma. Finalmente, dos núcleos de helio-3 chocan para crear un núcleo de helio-4 y dos protones más, que continúan la reacción en cadena, por lo que, en general, la reacción protón-protón consume cuatro protones.

Una subcadena que ocurre dentro de la reacción principal produce berilio-7 y litio-7, pero estos son elementos de transición que se combinan, después de la colisión con un positrón, para crear dos núcleos de helio-4. Otra subcadena produce berilio-8, que es inestable y se divide espontáneamente en dos núcleos de helio-4. Estos subprocesos representan alrededor del 15 por ciento de la producción total de energía.

Los años dorados en el ciclo de vida de un ser humano son aquellos en los que la energía comienza a menguar, y lo mismo ocurre con una estrella. Los años dorados para una estrella de baja masa ocurren cuando la estrella ha consumido todo el combustible de hidrógeno en su núcleo, y este período también se conoce como secuencia post-principal. La reacción de fusión en el núcleo cesa y la capa exterior de helio colapsa, creando energía térmica a medida que la energía potencial en la capa colapsada se convierte en energía cinética.

El calor adicional hace que el hidrógeno en la capa comience a fusionarse nuevamente, pero esta vez, la reacción produce más calor que cuando ocurrió solo en el núcleo.

La fusión de la capa de hidrógeno empuja los bordes de la estrella hacia afuera, y la atmósfera exterior se expande y se enfría, convirtiendo a la estrella en una gigante roja. Cuando esto le suceda al sol en unos 5 mil millones de años, se expandirá la mitad de la distancia a la Tierra.

La expansión va acompañada de un aumento de la temperatura en el núcleo a medida que se vierte más helio debido a las reacciones de fusión del hidrógeno que se producen en la capa. Hace tanto calor que la fusión del helio comienza en el núcleo, produciendo berilio, carbono y oxígeno, y una vez que esta reacción (llamada destello de helio) comienza, se propaga rápidamente.

Una vez que se agota el helio de la capa, el núcleo de una estrella pequeña no puede generar suficiente calor para fusionar los elementos más pesados ​​que se han creado, y la capa que rodea el núcleo se colapsa nuevamente. Este colapso genera una cantidad significativa de calor, suficiente para comenzar la fusión de helio en la capa, y el nuevo La reacción comienza un nuevo período de expansión durante el cual el radio de la estrella aumenta hasta 100 veces su original. radio.

Cuando nuestro sol alcance esta etapa, se expandirá más allá de la órbita de Marte.

Cualquier historia del ciclo de vida de una estrella para niños debería incluir una explicación de las nebulosas planetarias, porque son algunos de los fenómenos más sorprendentes del universo. El término nebulosa planetaria es un nombre inapropiado, porque no tiene nada que ver con los planetas.

Es el fenómeno responsable de las imágenes dramáticas del Ojo de Dios (la Nebulosa de la Hélice) y otras imágenes similares que pueblan Internet. Lejos de ser de naturaleza planetaria, una nebulosa planetaria es la firma de la desaparición de una pequeña estrella.

A medida que la estrella se expande en su segunda fase de gigante roja, el núcleo se colapsa simultáneamente en un blanco supercaliente. enana, que es un remanente denso que tiene la mayor parte de la masa de la estrella original empaquetada en un tamaño de la Tierra esfera. La enana blanca emite radiación ultravioleta que ioniza el gas en la capa en expansión, produciendo colores y formas dramáticos.

Las nebulosas planetarias no duran mucho y se disipan en unos 20.000 años. Sin embargo, la estrella enana blanca que permanece después de que una nebulosa planetaria se ha disipado es muy duradera. Básicamente es un trozo de carbono y oxígeno mezclado con electrones que están tan apretados que se dice que están degenerados. Según las leyes de la mecánica cuántica, no se pueden comprimir más. La estrella es un millón de veces más densa que el agua.

No se producen reacciones de fusión dentro de una enana blanca, pero permanece caliente en virtud de su pequeña superficie, lo que limita la cantidad de energía que irradia. Eventualmente se enfriará para convertirse en una masa negra e inerte de carbono y electrones degenerados, pero esto llevará de 10 a 100 mil millones de años. El universo aún no tiene la edad suficiente para que esto haya ocurrido.

Una estrella del tamaño del sol se convertirá en una enana blanca cuando consuma su combustible de hidrógeno, pero una con una masa en su núcleo de 1,4 veces el tamaño del sol experimenta un destino diferente.

Las estrellas con esta masa, que se conoce como el límite de Chandrasekhar, continúan colapsando, porque la fuerza de la gravitación es suficiente para superar la resistencia externa de la degeneración electrónica. En lugar de convertirse en enanas blancas, se convierten en estrellas de neutrones.

Dado que el límite de masa de Chandrasekhar se aplica al núcleo después de que la estrella ha irradiado gran parte de su masa, y dado que la masa perdida es considerable, la estrella debe tener aproximadamente ocho veces la masa del sol antes de entrar en la fase de gigante roja para convertirse en una estrella de neutrones.

Las estrellas enanas rojas son aquellas con una masa de entre la mitad y las tres cuartas partes de la masa solar. Son las más frías de todas las estrellas y no acumulan tanto helio en sus núcleos. En consecuencia, no se expanden para convertirse en gigantes rojas cuando han agotado su combustible nuclear. En cambio, se contraen directamente en enanas blancas sin la producción de una nebulosa planetaria. Sin embargo, debido a que estas estrellas arden tan lentamente, pasará mucho tiempo, tal vez hasta 100 mil millones de años, antes de que una de ellas se someta a este proceso.

Las estrellas con una masa de menos de 0,5 masas solares se conocen como enanas marrones. En realidad, no son estrellas en absoluto, porque cuando se formaron, no tenían suficiente masa para iniciar la fusión del hidrógeno. Las fuerzas compresivas de la gravedad generan suficiente energía para que tales estrellas irradien, pero es con una luz apenas perceptible en el extremo rojo del espectro.

Debido a que no hay consumo de combustible, no hay nada que impida que una estrella así permanezca exactamente como está mientras dure el universo. Podría haber uno o muchos de ellos en la vecindad inmediata del sistema solar, y debido a que brillan tan débilmente, nunca sabríamos que estaban allí.