6 de agosto de 2010

La formación y el desarrollo de las estrellas

La formación y el desarrollo de las estrellas

La formación de estrellas

En el universo no hay nada que tenga una eterna e invariable durabilidad. Tampoco las estrellas, cuya vista a maravillado y preocupado a las personas durante siglos, están sometidos a un constante cambio. Una vida humana, sin embargo, es demasiada corta, para percatarse de cambios en estas gigantescas esferas de gas. Para esto sería necesarios lapsos de tiempo de millones o miles de millones de años. Pero a pesar de esto, el reloj interno, la fusión nuclear, de una estrella sigue funcionando sin parar. Según la cantidad de combustible nuclear, que está contenido en una estrella, consume su stock a diferentes velocidades.














Hyperriese = Híper gigante
Überriese = Súpergigante
Roter Riese = Gigante roja
Blauer Riese = Gigante azul
Sonne =Sol


Súper gigantes, los “pesos pesados” estelares, con más de 100 veces la masa solar, por cierto tienen una reserva gigantesca, pero son tan derrochadoras, que la esperanza de vida de ellas es de sólo unos pocos millones de años. Enanas, en cambio con menos de 0,8 veces la masa del Sol, han avanzado tan poco en su desarrollo, de manera que todas las que se formaron alguna vez aún existen en la actualidad y esperan una vida de otros miles de millones de años. Para formarse una idea de las diferentes dimensiones, mostramos aquí una pequeña gráfica. Enanas blancas y estrellas de neutrones, debido a su reducido tamaño, no es posible representarlos. Hay que considerar que la “enana” Sol está representada aquí con un diámetro de 1,5 millones [Km].

Pero primero vamos a ver, como realmente se forma una estrella.

Las estrellas se forman en zonas dentro de una galaxia en las cuales se ha acumulado materia interestelar en gigantescas nubes. Principalmente se encuentran estos ligares en los brazos espirales. Un criterio determinante, para un colapso de una nube de materia, hacia una estrella, es un efectivo mecanismo de enfriamiento. Esto a primera vista parece sorprendente, pero sin embargo es obvio. Por el rápido movimiento calórico de las moléculas, se produce al mismo tiempo una alta presión, que puede actuar contra una contracción. Esto ya lo reconoció en astrofísico inglés James Jeans (1877 hasta 1946). La contracción de una nube de una determinada masa depende de la temperatura T y de la densidad reinante en ella p:

rG = √ T/p mG = √ T^3 /p

Aquí significan rG = Radio límite y mG = masa limite de una nube. Según este Criterio de Jeans, una nube solo se colapsa al sobre pasar el radió límite o la masa crítica. La masa límite es tanto más grande, mientras más alta sea la temperatura y menor la densidad de la nube.
















Temperatur = Temperatura
Dichte = Densidad


En este diagrama de secuencia se representa la masa crítica de una nube de materia en dependencia de la temperatura y densidad. La masa de la nube está indicada en masas solares. La masa límite de Jeans no debe ser vista como un dato totalmente exacto. Así nos podemos imaginar, por ejemplo el siguiente escenario, donde dos nubes vecinas se mueven en dirección al objeto visto por nosotros. Debido a esto se ejerce una presión adicional y la nube se contrae más rápidamente. Otra posibilidad está dada por la explosión de una supernova. Un destino como este solo lo sufren sólo estrellas masivas. Ellas se desarrollan en forma muy vigorosa y su temprano fin, muchas veces las alcanza, cuando aún se encuentran en la zona de formación de estrellas. Por lo onda de presión de la explosión, en las nubes de materia circundantes se pueden gatillar contracciones, por lo cual se forman masivamente nuevas estrellas

Enfriamiento

Una nube debería entonces, ser relativamente fría y densa, para que pueda colapsar y comprimirse hasta la formación de una estrella. Zonas H II, en las cuales el Hidrógeno se encuentra en estado ionizado a una temperatura de 10 000 [K], son por esto poco apropiadas para la formar estrellas. Más apropiadas son las áreas H I oscuras frías de entre 10 hasta 20 [K], en las cuales el Hidrógeno se encuentra en estado molecular y que además contienen partículas de polvo. Estas gigantescas nubes moleculares (giant molecuolar Clouds, GMC´s), pueden alcanzar extensiones de más de 100 hasta 300 años luz y alcanzar fácilmente una masa de 10 000 masas solares o más. Du densidad es de aprox. 100 hasta 1 millón de partículas por centímetro cúbico.
Aún a estas relativamente bajas temperaturas, las moléculas de Hidrógeno muestran una cierta actividad térmica que se hace cada vez más fuerte con el aumento de la temperatura causado por incremento de la densidad de la nube. Aquí pueden colisionar con partículas de polvo o moléculas más grandes. Con esto transmiten una parte de su energía de movimiento a la parte chocante, la cual, a continuación emite la energía recibida como fotones IR. Por este enfriamiento de radiación, al final se transforma energía gravitacional de la nube en proceso de colapso, en energía calórica, por lo cual es permitido, después de todo, la siguiente contracción (por el inicio de la contracción sería aumentado la temperatura y con esto la presión, por esto, sin un enfriamiento este proceso se detendría). Para que el calor formado pueda ser irradiado, la nube de materia debe presentar una cierta opacidad. Bajo esto se entiende la densidad óptica de la nube, cuán “turbia” es para una determinada radiación. En especial, las partículas de polvo proporcionan una excelente refrigeración. Alojados en la nube, están protegidos contra radiaciones (interestelares) externas, para la cual la nube es muy opaca. Con esto son extremadamente frías y pueden adquirir fácilmente energía. Esta la irradian en el campo infrarrojo bajo, para la cual la GMC presenta una baja densidad óptica.
















Si se observa la Vía Láctea a través de un telescopio, de inmediato llaman la atención las zonas oscuras, que absorben toda la luz de las estrellas detrás de ellas. Estas gigantescas nubes oscuras son los lugares de nacimiento de las estrellas
Con la gentil autorización de John P. Gleason, Steve Mandel


¿Cómo realmente es posible, nos debemos preguntar ahora, que en una nube relativamente enrarecida se pueden producir contracciones? Al fin y al cabo, fenómenos como estos nunca suceden en nuestra atmósfera mucho más densa. Para esto hay muchas diferentes razones para estos procesos. Primeramente, por el enfriamiento de la nube puede producirse una inestabilidad gravitacional, ya que, por esto disminuye en algunas partes la presión del gas. También es posible, que átomos se juntan para formar moléculas, un suceso frecuente en el universo con determinadas condiciones. Con esto la porción de las partículas, por unidad de volumen, se reduce a la mitad o a un tercio, con lo que nuevamente es causada una disminución de la presión. Además, en base a turbulencias en la nube, la presión puede ser reducida por la fricción. Muchas veces también se puede encontrar un campo magnético en una GMC, que impide una contracción de la nube. Con el correr del tiempo se puede desviar hacia fuera, de manera que la presión magnética se reduce paulatinamente.

Fragmentación

Al comienzo de la contracción, la energía transmitida por los choques de las partículas es reducida, correspondientemente es el largo de onda de la radiación emitida. La densidad óptica de las nubes interestelares es muy pequeña para estas radiaciones, de manera que la refrigeración es muy efectiva al comienzo. Mientras más avanza la contracción, tanto mayor es la opacidad, con lo cual aumentan la presión y la temperatura. Esto, bajo ciertas condiciones, puede causar que se produzca un equilibrio entre la gravitación y la presión – la contracción se detiene. Si la nube rota, esto se puede producir mucho más temprano. Después de la conservación del momento angular, aumenta la velocidad de la rotación del centro de contracción, y la fuerza centrífuga aumentada, se produce entre ella y la gravitación un estado de equilibrio – la contracción se detiene de nuevo (si el impulso de giro es transportado hacia fuera por otro mecanismo).




















Fragmentación de una nube molecular

Las zonas formadoras de estrellas son entonces las grandes y frías nubes moleculares. Como rota toda la Vía Láctea, una nube como estas, también por naturaleza tiene un cierto impulso giratorio. Finalmente este momento angular origina la rotación de la futura estrella. ¡Ahora no hay que pensar, que toda la nube colapsa hacia una estrella! Por la contracción aumenta la densidad de la nube, en un comienzo la temperatura no aumenta mayormente por los procesos de refrigeración. Debido a que la masa de Jean, sin embargo, depende de la temperatura y la densidad, esta, constantemente disminuye. Faltas de homogeneidad van en aumento, secciones cada vez pequeñas se tornan inestables y la nube se desintegra en varias nubes parciales, se fragmenta.

Por esta fragmentación, con frecuencia se forman varias estrellas al mismo tiempo, en el orden de 10 hasta 100 objetos. La pequeña gráfica muestra el principio de la fragmentación. Si la nube rota, también se pueden formar acumulaciones de materia en forma de discos, que a su vez se subdividen en varios fragmentos, originando así los muchas veces observados sistemas dobles o múltiples.

En la pequeña nube magallánica, el telescopio espacial Hubble (HST) ha descubierto un criadero de jóvenes estrellas. Esta nebulosa gaseosa, llamada N 81, se encuentra a una distancia de 200 000 años luz. En una zona de sólo10 años luz de diámetro, se ha podido detectar más de 50 estrellas masivas, de las cuales cada una brilla con un fuerza 300 000 más potente que el Sol. Estas estrellas ultra calientes, emiten ante todo radiaciones UV, que incita a las masas de gas y polvo, que aún rodea el lugar de nacimiento de aquellas, haciendo que toda la niebla brille

















Con la gentil autorización de STScI, Mohammad Heydari-Malayeri (Paris Observatory, Francia), y NASA/ESA

La génesis de las estrellas, a veces es incitada por influencias externas. Si por ejemplo explota una supernova en las cercanías de una nube molecular, entonces las masas de gas expulsadas por aquella, chocan con mucha violencia con la nube originando allí densificaciones. Inducido por este suceso se pueden formar estrellas masivas, que pos su lado, después de un tiempo relativamente corto (10 hasta 20 millones de años) explotar también como supernovas, dentro o no muy lejos de la nube y en una especie de reacción en cadena iniciar nuevas formaciones de estrellas.


Aquí vemos otra zona donde se forman estrellas, en la constelación del Cisne, llamado DR 21, esta toma se obtuvo del observatorio infrarrojo Spitzer de la NASA. La luz visible aquí es atenuada por el factor 10ˆ39, por lo tanto, prácticamente no podríamos ver nada. DR 21 se encuentra en la parte superior de la mitad del cuadro, y es un verdadero nido de estrellas gigantes recién nacidas, a una distancia de 10 000 años luz. La estrella más brillante, tiene una luminosidad de 100 000veces la luminosidad del Sol. No pierda la oportunidad de ver este cuadro e su tamaño original (aprox. 5,9 mb)


Se nos presenta una pregunta justificada: Si ahora pensamos en la primera generación de estrellas, 100 hasta 250 millones de años después del Big-bang, se han formado estas estrellas de la población III (población I, son estrellas jóvenes ricas en metales, pobres en metales pertenecen a la población II), de todos modos, aún no había polvo para el mecanismo de enfriamiento. Tampoco supernovas pudieron haber sido los gatilladoras de contracciones de nubes de gas, que sólo se componían de Hidrógeno y Helio, ya que aún no existían estrellas, ¿entonces como fue posible la formación de estrellas?

De investigaciones de la radiación cósmica de fondo sabemos, que en aquel entonces hubo oscilaciones de densidades, se las podría llamar como grumos en la sopa originaria. Se desarrollaron lentamente en un sistema de redes de estructuras parecidas a llamas, donde en condenaciones nodulares se desarrollaron las primeras protogalaxias. Estas entonces se adjuntan en galaxias. La red de filamentos, aún hoy son reconocibles, si se considera como están distribuidas las galaxias en el universo. También en las protogalaxias, que quizás poseían 100 000 hasta 1 millón de masas solares, existían pequeñas redes de filamentos. Los nódulos se juntaron gravitacionalmente. Con esto los primordiales grumos de gas fueron calentados hasta 1000 [K] ¿Pero cómo pudo iniciarse ahora el enfriamiento? El Hidrógeno, en aquel entonces se encontraba en estado atómico, pero sin embargo, de vez en cuando se juntaban átomos para formar Hidrógeno molecular. Estas moléculas, después de colisionar con átomos de Hidrógeno, pudieron emitir radiaciones infrarrojas de onda larga, y así enfriar las nubes a quizás 200 hasta 300 [K]. Esto ahora nos dice, que la masa de Jeans de las nubes, debió haber sido notoriamente más alta de como es el caso actual de las GMC´s. ¡Y a ser por el factor 1000! Ya que la masa de Jeans en una GMC es de aproximadamente una masa solar, un grumo de gas, a la sazón, debió haber tenido hasta 1000 masas solares, para poder contraerse a una estrella. De acuerdo a esto, las primeras estrellas de la población III fueron gigantes de varios cientos, incluso hasta 1000 veces la masa solar. Su desarrollo fue muy veloz y terminaban en explosiones de supernovas, y de esta manera enriquecer el medio interestelar con metales, del cual se formaba el deseado polvo para el proceso de enfriamiento.

Protoestrellas

Pero de regreso hacia un lugar en nuestra nube. Ella sigue contrayéndose y cada vez más masa se precipita en caída libre, a más de la velocidad del sonido a un lugar central. Aquí se forma una protoestrella, esto es el pre-estado de la verdadera estrella. De hecho ya tiene la misma composición química homogénea como la futura estrella, las condiciones físicas, sin embargo, son totalmente diferentes. En el impacto de las masas que se precipitan sobre el centro de contracción, se forma un frente de choque, aquí ahora se transforma energía cinética, en energía térmica. A partir de los 2000 [K] las moléculas de Hidrógeno se desasocian a átomos, donde se consume energía que hasta ahora estaba disponible, para lpa estabilización del equilibrio. El centro de contracción colapsa, con lo cual nuevamente aumenta la temperatura.

Si se alcanzaron unos 10 000 [K], los átomos de Hidrógeno se ionizan y se instala un nuevo equilibrio, la siguiente contracción decae, y avanza lentamente de acuerdo al mecanismo de Kelvin-Helmholtz:

Por la ionización del hidrógeno aumenta la presión del gas, que ahora tan grande que la siguiente contracción se hace casi estacionaria, o sea, que apenas avanza. Si la temperatura y la presión se estabilizan ahora en el centro, la presión gravitacional dirigida hacia el interior es casi igual a la suma de la presión del gas y radiación dirigida hacia fuera. En la protoestrella se emplaza un equilibrio hidroestático, la contracción casi se detiene. Habiendo alcanzado este punto, termina la fase dinámica del desarrollo de la protoestrella. Ahora ya tampoco es transparente para las radiaciones, porque los fotones son dispersados por los electrones (Dispersión de Thomson, una dispersión elástica de fotones en electrones libres).















Phase = fase
Dynamische Entwicklung = Desarrollo dinámico
Temperatur = temperatura


Miremos más de cerca, a mano de la curva que se muestra arriba, el desarrollo de una estrella de aproximadamente dos veces la masa solar. Se expone la luminosidad (Sol = 1) en oposición a la temperatura efectiva. De derecha a izquierda podemos ver, como aumenta la densidad central y con esto también la temperatura, debido a la disminución de la refrigeración. El desarrollo dinámico de la protoestrella, sigue aumentando entonces la acumulación de masa y de la densidad. A partir de aproximadamente 2000 [K] se inicia un enfriamiento, porque aquí se desasocian las moléculas H2.
La contracción continua, ya que la presión en el interior aún no es lo suficientemente alta, para detener el colapso. Vemos como un loco antes de la llamada Línea de Hayashi, la curva se hace más plana (Descubierto en 1961 por el astrónomo japonés C. Hayashi, la línea depende de la Añadir imagenmasa).
Hasta este punto la protoestrella es totalmente convectiva, es significa, la energía es transportada casi exclusivamente por movimiento térmico. Estrellas que se encuentran al lado derecho de la línea de Hayashi, no son hidrostáticamente estables. Al alcanzar la línea de Hayashi, el desarrollo desciende casi verticalmente hacia abajo, la temperatura se mantiene igual con un diámetro decreciente, también decae la luminosidad. La temperatura en el centro sigue aumentando. La caída de las capas externas hacia el centro finaliza, que ahora alcanza en equilibrio hidrostático, esto quiere decir, que la estrella no se va expandir ni contraerse. La contracción del núcleo entra en la fase lenta de la escala de tiempo de Kelvin-Helmholtz, hasta que la protoestrella alcanza la secuencia principal de diagrama de secuencia de HR. La joven estrella enciende en su interior las primeras fusiones nucleares y con esta ha alcanzado la llamada ZAMS (Zero Age Main Sequence), llegó a ser una estrella de “edad cero” en la secuencia principal del diagrama de secuencia HR, por la cual ahora comienza a subir lentamente. Ahora se transporta energía del centro hacia fuera por radiación.

















Etapas de la formación de estrellas
1. Nube en contracción, 2 millones de años
2. Recolección de materia 30 000 años
3. Fase T-Tauri, 100 000 años
4. Secuencia principal previa, 10 millones de años


En esta gráfica, nuevamente se muestran las etapas de la formación de estrellas, en el ejemplo de una estrella pobre en masa. Una protoestrella irradia principalmente en el ámbito infrarrojo, por lo tanto a la luz visible prácticamente no es posible evidenciarla. En una fase de traspaso se forma una estrella T-Tauri (nombrado según la estrella T en Tauri). Aún no ha encendido la fusión nuclear y tiene una masa de entre 1/10 Y 3 veces la masa solar. Una característica es un disco de polvo alrededor de las estrellas T-Tauri, en las cuales probablemente podrían estar formándose planetas. También es posible demostrar la presencia de eflujos de materia bipolares (jets), que pueden salir, en contraposición, en los polos de un campo magnético. Cuando estos jets entran en contacto con el medio interestelar, entonces se forma un llamado objeto de Herbig-Haro. Si un jet se topa con la materia interestelar fría, es frenado abruptamente y se produce una onda de choque. Con esto el gas frío es calentado e incluso ionizado, de manera que podemos ver una objeto parecido a una estrella.

El lapso de tiempo desde el inicio de la contracción de una nube de materia hasta el encendido de la primera reacción nuclear puede de diferir, condicionado por la densidad inicial. A “altas” densidades, por ejemplo 10ˆ-19 [g/cmˆ3], el proceso ya puede haber terminado después de 300 000 años, con nubes 100 veces menos densas, pueden pasar fácilmente 3 a 5 millones de años
















Con la gentil autorización de Dick Schwartz y NASA

Aquí vemos un objeto Herbig-Haro, llamado HH 2 a una distancia de 1500 años luz, en la constelación de Orión. La estrella joven de la cual salen los jets, se esconde dentro de una densa nube de gas y polvo. Está rodeado por un disco de materia fría y muestra además un fuerte campo magnético. Estos componentes “producen” los flujos de materia, que salen en dirección opuesta de los polos de los campos magnéticos. Sólo se pueden ver los dos frentes de choque, donde los jets impactan al medio interestelar. Con esto la materia es calentada hasta casi 100 000 [K].

Desarrollo de las estrellas

Como se indica en el dibujo de arriba indicado como etapa 4, en algún momento se inician las reacciones nucleares (ver también La conversión de la energía de las estrellas), a saber, cuando la temperatura, en el centro de la estrella, haya subido hasta los 5 millones [K]. Ahora se libera energía en el centro y es conducido hacia fuera. Este momento del encendido es la verdadera hora del nacimiento de la estrella, relumbra en la luz brillante y entra en el estado de la pre-secuencia principal en el diagrama de secuencia de Herzsprung-Russel. La estrella joven, ahora irradia más energía que aquella, que le es suministrada. Comienza la primera agitada e intranquila fase de combustión. Estrellas masivas jóvenes, con esto, se calienta mucho, 20 000 [K] o más los hacen radiar mayoritariamente en la luz UV, calientan fuertemente la materia interestelar que la rodea, con lo cual se revierte la actual contracción de la nube. A esto se le agrega un fuerte viento estelar (Mayoritariamente protones y electrón es rápidos), que avienta, los últimos restos de la nube.





















Leuchtkraft, Sonne = 1 = luminosidad, Sol = 1
Effektivtemperatur = Temperatura efectiva


La estrella ya no tiene ninguna chance más para aumentar su masa, la hasta ahora acopiada masa determina el largo de su vida y la manera de su muerte. Vemos un diagrama de secuencia HR, para estrellas de diferentes masas. Partiendo desde la iniciación de la combustión del hidrógeno, está representado el desarrollo de la estrella en la ZAMS, hasta la iniciación de la combustión del Helio (flechas azules). En la “secuencia principal de edad cero”, las masas de las estrellas están indicadas en masas solares. Las cifras encima de las distintas curvas indican el tiempo de permanencia (en años) en el estado de fusión del hidrógeno. Aquí ya se puede ver bastante bien, el desarrollo de la estrella en dependencia de la masa acumulada, mientras más masa, tanto más rápido se consume el combustible nuclear. La estrella masiva despilfarra sus reservas de combustible y en cambio brilla con más fuerza. Una edad avanzada alcanzan sólo las estrellas pobres en masa y con esto menos luminosas. La curva con 0,5 masas solares está extrapolada.



















Schwarzes Loch = Hoyo negro
Überriese = Súper gigante
Neutronenstern = Estrella de neutrones
Weißer Zwerg = Enana blanca
Roter Riese = Gigante roja
Brauner Zwerg = Enana marrón


Veamos, cuales son las posibilidades de desarrollo de una estrella, según la masa que logró acumular. Con menos de un 8% de la masa solar, se forma una enana marrón, que no puede prender una fusión nuclear. Estrellas pobres en masa, con menos de un 50% de la masa solar, en algún momento se apagan, quedando atrás una esfera de gas frío. Estrellas similares al Sol se hinchan a una gigante roja, con el descenso del suministro de energía, desde la región del núcleo, después de deshacerse de la envoltura, para formar una nebulosa planetaria, quedando una enana blanca. Estrellas masivas se desarrollan muy rápido y al final no queda más que una estrella de neutrones o un hoyo negro. El final de una estrella está limitado sólo a estas posibilidades, dependiente únicamente de la masa de cada una.

Las estrellas no son otra cosa que una gigantesca burbuja de gas. Cambios en su composición química y estructura física suceden sólo en largos períodos de tiempo de millones o miles de millones de años. Junto a esto también van cambios exteriores como el tamaño, color, luminosidad o temperatura. Por observación o mediciones directas, estos procesos no son constatables, ya que el interior de la estrella, incluso donde nuestro Sol no es accesible. Sólo mediante cálculos de modelos, derivados, por ejemplo, de observaciones de cúmulos de estrellas o estrellas binarias, que se formaron en el mismo tiempo y por las masas diferenciadas con distinto avance de desarrollo, se puede concluir sobre el estado de una estrella.

Al comienzo de su existencia, una estrella por poco, muestra una reserva de combustible (mayoritariamente Hidrógeno) casi inagotable, también tiene una gran reserva de de energía potencial (gravitacional). El lapso de tiempo más largo la pasa en la fase tranquila de la fusión de Hidrógeno interna. Aquí avanza lentamente por la rama de la secuencia principal, en el diagrama HR. Una estrella con la masa del Sol, esta combustión dura unos 10 mil millones de años (el Sol, ahora después de aproximadamente unos 4.6 mil millones de años, ha consumido cosa de un 35% de su hidrógeno en el centro) Si la estrella tiene 10 veces la masa, la combustión del Hidrógeno se ha terminado después de unos 10 millones de años. Estrellas enanas, con una masa notoriamente menor que la del Sol, para este proceso necesitan 15, 20 mil millones de años o más. ¡Por esto ninguna de las estrellas de este orden de tamaño aún se ha apagado desde que se formó el universo!

Mientras más Hidrógeno es consumido en el centro, tanto más va ascender la concentración de Helio. El Helio la “ceniza de combustión”, se queda en el lugar de formación y bajo, las condiciones dadas no puede fusionar, de manera que la fuente central de energía se agota lentamente. La combustión del hidrógeno ocurre ahora en una envoltura esférica alrededor del centro enriqueciéndolo así con más Helio. La presión del gas y de la radiación en la zona central, sin el suministro de energía disminuye constantemente. El núcleo es comprimido cada vez más por la gravitación dirigida hacia adentro, con lo cual aumenta la temperatura. Con la temperatura en aumento, las zonas exteriores de la estrella., comienzan a expandirse. Si se ha expandido su diámetro unas cien veces, las capas externas se enfrían hasta 3000 [K], brilla en un tono rojizo. Debido al aumento de la superficie la luminosidad permanece prácticamente igual. La estrella como gigante roja, migra por la línea de las gigantes a la derecha del diagrama HR. La contracción del centro sucede en la escala de Kelvin y Helmholtz y dura unos 500 000 años.


















Zeit = Tiempo
Phase = Fase
Hauptreihe = Línea principal
Roter Riese = Gigante roja
Gelber Riese = Gingante amarilla
Planet. Nebel = nebulosa planetaria
Weißer Zwerg = Enana blanca
Sonne = Sol
Jetzt = Ahora
Kern schrumpft = el núcleo se contrae
Abstossen der Hülle = Expulsión del envoltorio
Heliumbrennen =) Combustion del Helio
Kern kühlt aus = Enfriamiento del núcleo
Wasserstoff brennt in Schale = Hidrógeno fusiona en envoltorio
Sonne heute = Sol hoy
Kein Brennstof mehr, Abkühlung = Sin combustible, enfriamiento
Leuchtkraft Sonne = 1 = Luminosidad Sol = 1
Temperatur = temperatura


Démosle otra mirada (arriba) al desarrollo de una estrella en el diagrama HR, tomando como ejemplo al Sol. En el recuadro gris, está indicado cuanto tiempo se encuentra una estrella en cada fase. En su parte inferior está indicado a qué edad el Sol alcanza los distintos estados. En la actualidad se encuentra aproximadamente en la mitad de su combustión de Hidrógeno, y con esto en la secuencia principal. En aproximadamente 4,5 mil millones de años se habrá consumido el combustible, sólo en un envoltorio que rodea al núcleo de Helio en contracción, se está fusionando Hidrógeno. El envoltorio se expande formando una gigante roja, y a la edad de 12,2 mil millones de años, y cuando la temperatura del núcleo haya alcanzado unos 100 millones [K], se enciende golpe la fusión del Helio. Después de la combustión del Helio, es expulsado el envoltorio, se forma una nebulosa planetaria. El resto del núcleo ahora expuesto ya no puede seguir fusionando, se contrae hacia una enana blanca e irradia su enorme calor residual hacia el espacio.















Con la gentil autorización de Gary Bernstein & Megan Novicki (U. Michigan)

En la gran nube magallánica, en el firmamento del sur, se encuentra la nebulosa de la Tarántula, llamada así por su forma. También esta zona se caracteriza, por una gran cuota de formación de estrellas. A una distancia de 165 000 años luz, esta zona muestra un tamaño de 1000 años luz. Si esta nebulosa estaría sólo a la distancia de la nebulosa de Orión, entonces tendría un tamaño equivalente a treinta Lunas llenas en las noches.

Ecuación de estado y degeneración

Una parte de su energía potencial lo gasta la estrella con contracción del núcleo, esta energía en parte es convertida en calor, con lo cual aumenta constantemente la temperatura en la esfera de Helio central. A causa de la alta densidad en el centro, el gas electrónico, mientras tanto esta degenerado. El gas en el centro, por esto, ya no se comporta como un gas ideal:

Para poder describir el estado de una estrella, teóricamente se debería observar cada partícula con sus innumerables interacciones. Pero como una tarea como esta es imposible de realizar, se reduce la descripción del gas, del cual se compone una estrella a la relación matemática entre presión, densidad y temperatura. La siguiente ecuación de estado describe las condiciones de un gas ideal, donde la presión p es proporcional al, producto ρ y temperatura T:

p = ρKT/m = nKT

K es la constante de Boltzmann, K = 1,3805 x 10ˆ-23 [J Kˆ-1], n el número de partículas por unidad de volumen y m la masa de la partícula de gas.

Un gas ideal es aquel, en el cual las partículas individuales son miradas como si no tuviesen extensión e interactuarían sólo mediante empellones elásticos. Un gas real por naturaleza se comporta de otra manera, sin embargo el Hidrógeno y los gases nobles livianos (Por ejemplo Helio) son los que más cerca están de este estado, en especial en presencia de bajas presiones y altas temperaturas. En comparación a su distancia media, bajo estas condiciones, tienen una expansión pract8camente despreciable. Por lo tanto la presión de un gas no depende de su composición química, sino sólo de la densidad de las partículas y de la temperatura.

A densidades muy altas, y temperaturas relativamente bajas, los efectos cuánticos sin embargo, juegan un rol cada vez más importante, el gas se comporta cada vez menos como un gas ideal, con esto se complica la ecuación de estado. Fermiones, estos son partículas de medio espín (el espín es un momento angular cuántico propio, invariable de una partícula) están bajo el principio de exclusión de Pauli. A los fermioners pertenecen los Leptones (“partículas livianas”) como los electrones, muones o neutrinos y los bariones (partículas pesadas) como los protones y neutrones.

El principio de Pauli les impide a los fermiones encontrarse en el mismo esto cuántico. Si nos hacemos presente las altas densidades y temperaturas reinantes en el interior de las estrellas, es fácil imaginarse, que un electrón ya casi no tiene espacio para moverse. Imaginémonos, que cada electrón está encerrado en una “caja”, en la cual se puede mover, en las superficies laterales siempre en algún momento, va a colisionar con otro electrón. Si ahora achicamos esta caja, el electrón trata de esquivar. El electrón llega a tener una especia de “agorafobia” y sus movimientos se hacen cada vez más frenéticas y rápidos. En este estado la componente electrónica del gas se ha degenerado.

También podemos definir la degradación en forma más seria:
Se basan en el principio de la incertidumbre de Werner Heisenberg (1901 – 1976), según la cual nunca se puede determinar al mismo tiempo el lugar y el impulso de una partícula. El lugar y el impulso son borrosos, no claramente identificable. Multiplicando la borrosidad del lugar con la borrosidad del impulso, se obtiene casi el valor del cuanto de acción de Planck h, de una dimensión mínima. Elevando esto a la tercera potencia, h^3, se obtiene una unidad de volumen, un espacio de fases con 3 auténticas dimensiones espaciales y 3 dimensiones de impulso. Este es nuestra “caja” de arriba. El principio de exclusión de Wolfgang Pauli, dice, que en espacio de fases, no pueden estar dos partículas idénticas, por lo menos deben diferenciarse por su espín, que donde los fermioners puede tener el valor de +½ o -½. En el espacio de fases, pueden existir máximos dos electrones, y no es posible comprimirlos más. Si la densidad aumenta enormemente, por ejemplo a 1 millón (g/cmˆ3] con un núcleo único de Helio, entonces los electrones lentos llenan totalmente los espacios de fases. La colisión con electrones vecinos, se hace cada vez más frecuente, de manera que como solución al principio de Pauli, sólo que la posibilidad, que los electrones se diferencian por su velocidad, impulso. Sui velocidad aumenta constantemente llegan hasta los ámbitos relativistas. Debido a su movimiento rápido, los electrones ejercen una presión, la presión degenerativa. Esta es tan grande que protege al centro de la estrella de una mayor contracción. También las enanas blancas y las estrellas de neutrones son estabilizadas contra la acción gravitacional. La degeneración no se puede revertir con un descenso de la temperatura, incluso cuando se enfría el gas a casi 0 [K].

Debemos diferenciar entre degeneración no relativista y relativista. En esta última, la energía de Fermi es igual o mayor que la energía de masa en reposo de las partículas. La presión del gas ya no depende de la temperatura, en el caso de la degeneración no relativista, es proporcional ρ^5/3, con degeneración relativista proporcional ρ^4/3. Si se aumenta la densidad de un gas degenerado no relativista en 1%, la presión aumentará en 5/3 = 1,67%. A este aumento de presión se le llama resistencia a la compresión del gas. Gas degenerado no relativista, es por lo tanto más “blando”, tiene entonces menos resistencia a la compresión (¡,33% a una aumento de las densidad de 1%). El límite entre la degeneración no relativista y la relativista, se encuentra en una densidad de ρ = 2 x 10ˆ6 [g/cm^3]. Los diferentes grados de la degeneración hacen que la ecuación de estado sea mucho más complicada como se indica arriba, en especial, cuando entre ambos casos límite sólo se presenta una degeneración parcial. En este caso la presión depende más o menos de la temperatura.
En principio la degeneración es posible revertirla mediante un aumento suficiente de la temperatura.

En el núcleo de la estrella, junto a los electrones también existen los núcleos de los átomos, cada una forman una componente gaseosa. Debido a que son mucho más livianos, los electrones son los primeros en degenerarse. El gas de electrones degenerado genera una presión tan alta, que prácticamente solo ella es responsable de la estabilidad de la estrella. Los núcleos atómicos se mantienen en el estado de los gases ideales, el aporte del gas de los núcleos, a la presión es despreciable. El gas de electrones degenerando es un muy buen conductor del calor, por esto en el núcleo de la estrella existe prácticamente la misma temperatura, que en la envoltura de la combustión del Hidrógeno.

























Fermi Energie = Energía de Fermi
Grundzustand = estado fundamental


El siguiente desarrollo

Si se ha formado una cantidad suficiente de Helio, aproximadamente 0,45 la masa solar, entonces la temperatura ha llegado a aproximadamente 100 millones [K]. Ahora se enciende de golpe lo que fue hasta ahora la ceniza de combustión como un flash de Helio. En solo unos segundos es liberada una gigantesca cantidad de energía, la que en el primer momento no puede ser transportada hacia fuera, si no que sigue aumentando la temperatura. La mayor temperatura del gas del centro estelar acelera más aún la fusión nuclear, con lo que se libera más energía aún. Resumiendo, en unos pocos segundos se liberan 100 mil millones de fuerzas luminosas solares, debido a la alta temperatura la degeneración es revertida y el gas de la zona central puede expandirse de nuevo.

Por esta expansión se consume energía calórica y los procesos en el interior se normalizan. Las energías del flash por la expansión son acabadas por los envoltorios supra yacentes. En el centro se puede consumarse ahora una fase tranquila de la combustión del Helio, en nuestro Sol esta fase durará unos 30 millones de años. Una estrella, con una masa solar 10 veces mayor, habrá consumido el Helio ya en unos 100 000 años.
Debido a las altas temperaturas en el interior, el envoltorio ya se ha extendido 140veces el radio del Sol. Por lo tanto está ligada gravitacionalmente muy débilmente al núcleo.















Strahlungsemision = Emsión de radiaciones
Konvektioszone = Zona de convección


Representación esquemática de una estrella similar al Sol durante la fase de la combustión del Helio. Esto sucede exclusivamente en el centro, en un envoltorio superior aún es fusionado Hidrógeno, cuya ceniza (Helio), sigue abasteciendo al centro con nuevo combustible. Ser esboza la auto-gravedad dirigida hacia el interior y la emisión de radiación de la zona exterior de convección.

El núcleo de la estrella, al final de la combustión del Helio, sólo se compone de Carbono y Oxígeno, sólo se fusiona el Helio en un envoltorio alrededor del núcleo. Para la permanencia de la estrella es determinante la masa que resta hasta ahora, en especial aquella de la zona nuclear. Otras contracciones y nuevas fusiones nucleares son posibles, si el gas en el interior se comporta como un gas ideal. Mientras menor sea la masa de la estrella, tanto más debe contraerse el centro, para alcanzar la temperatura necesaria para el siguiente proceso nuclear. Pero aquí existe el gran peligro, de que el gas de electrones se degenere. En estrellas pobres en masa, la auto gravitación no alcanza para comprimir tanto al centro y con esto calentarlo, para que se produzca la fusión del Helio. Si la estrella tiene una masa menor que el 8% de la masa solar, ya antes del comienzo de la combustión del Hidrógeno la zona del núcleo estelar ya está degenerada, de manera que la fusión no se puede iniciar. Estas estrellas son las enanas marrones.

Si el núcleo, después de la combustión del Helio, tiene 1,4 masas solares, con una posterior contracción, a partir de unos 500 millones [K] puede iniciarse la fusión del Carbono. Esto de gatilla con un colosal flash energético, que muy probablemente desgarrara toda la estrella en una explosión de supernova.














Con la gentil autorización de David Malin, AAO

El más conocido clúster abierto de estrellas, la Pléyades (M 45). Se encuentra a una distancia de sólo 400 años luz y tiene una extensión de 13 años luz. La mayoría de las más de 3000 estrellas de trata, en las aquí visibles, de estrellas jóvenes, masivas, calientes, que por su radiación, hacen que las nubes de gas y polvo, que las rodea, hacen que las nebulosas de reflexión brillen en un tenue color azul. Sin embargo, últimamente también aquí se descubrieron estrellas enanas marones pobres en masa.
Para cada estrella vale, mientras menor sea la masa, tanto menor es también la energía gravitacional. Para elevar tanto la temperatura en el núcleo, para que pueda haber otras nuevas fusiones, la estrella con poca masa, debe contraerse en forma mucho más fuerte. Una fusión suave fusión del Carbono es posible, si esta tiene unos redondos 0,9 masas solares y el gas aún no se haya degenerado. Correspondientemente una estrella debe tener una masa total sobre un límite de 2,3 masas solares, si la combustión del Helio ha de iniciarse antes la desnaturalización, y más de 8-10 veces la masa solar para el encendido de la combustión del carbono. Con una masa suficiente es posible, que mediante otras contracciones y procesos nucleares, al final se forma un núcleo de Hierro puro, que ya no puede seguir fusionando. Con una nueva contracción terminará como una estrella de neutrones u hoyo negro.
Estrellas muy masivas desde 80 hasta 120 masas solares, son inestables desde el comienzo. Su zona central en ningún momento esta degenerada, las fusiones, debido a la enorme presión y altas temperaturas, transcurren muy rápidamente. Mínimas interferencias sacan a la estrella del equilibrio y producen oscilaciones del cuerpo estelar, las que finalmente llevan a la expulsión de grandes masas de materia. Otra pérdida de masa sufren estas gigantes, por la liberación de grandes cantidades de energía como también por un viento solar extremo. La mayor parte de la masa las pierde al final de su vida en una explosión de supernova.



















Expandierende Hülle = Envoltorio en expansión

En estrellas masivas se pueden desarrollarse varias fusiones nucleares al mismo tiempo, en distintas zonas. Aquí un corte a través de una súper gigante roja, que en su centro fusiona Carbona a Neón y Magnesio. En una capa superior, se transforma Helio a Carbono y Oxígeno, mientras que en el envoltorio exterior aún “arde” Hidrógeno.

Estrellas nuevas, jóvenes

Protoestrellas: Estrella en formación, en la cual aún no existe una fusión nuclear. Energía gravitacional de la materia en condensación es liberada en forma de radiaciones IR

Estrellas T-Tauri, Objetos Herbig-Haro: Estrellas en formación pobres en masa aún sin encendido de la reacción nuclear o recién iniciándose. Debido a sus fuertes campos magnéticos, una parte de la materia que se está precipitando, desde el disco circundante, son acelerados hacia los polos y entregados al medio interestelar como jets, al chocar los jets con la materia interestelar, esta es calentada enormemente

Estrellas azules: Son estrellas muy jóvenes con máximo uno pocos millones de años. Ellas viven la primera fase tormentosa de la fusión nuclear y son muy calientes. Por esto irradian con una alta cuota de luz UV y por esto aparecen con un color azul

Estrellas gigantes

Gigantes azules: Estrellas masivas con, por ejemplo 20 veces la masa solar. Ellas aun se encuentran en el estado de combustión, y avanzan hacia arriba por la secuencia principal del diagrama HR. Este estado lo pueden mantener varios millones de años, antes de terminar como supernovas pasando por el estado de una súper gigante roja. Su temperatura superficial es de 35 000 [K]

Gigantes rojas: Estrellas con aproximadamente la masa solar, en el centro se fusiona Helio, en un envoltorio esférico superior sigue fusionándose Hidrógeno. Debido a la mayor entrega de energía, la estrella se expande unas 100 veces, donde la superficie se enfría hasta unos 3000 [K], aún cuando, debido a la mayor superficie emite una mayor radiación que antes. Estas estrellas terminan como enanas blancas y producen nebulosas planetarias

Súper gigantes rojas: Estrellas con una masa igual a 10 y máximo 40 veces la masa solar, que dejaron atrás la combustión del hidrógeno y que ahora fusionan en forma muy rápida al Helio, luego al Carbono a 1 millón [K]. Siguen muy rápido fusiones a elementos cada vez más pesados. Para la fusión del Helio, necesita 1 millón de años, luego sólo tiene un par de miles de años hasta que se deshace en una supernova y una estrella de neutrones u hoyo negro

Estrellas enanas

Enanas blancas: Estrellas con una masa igual a 10 y máximo 40 veces la masa solar, que dejaron atrás la combustión del hidrógeno y que ahora fusionan en forma muy rápida al Helio, luego al Carbono a 1 millón [K]. Siguen muy rápido fusiones a elementos cada vez más pesados. Para la fusión del Helio, necesita 1 millón de años, luego sólo tiene un par de miles de años hasta que se deshace en una supernova y una estrella de neutrones u hoyo negro

Enanas amarillas: Estrellas similares al Sol, que aún están quemando Hidrógeno. Después de unos 10 mil millones de años, se inflan a una gigante roja y terminan como una enana blanca.

Enanas rojas: Estrellas con menos, pero más de un 8% de la masa solar. Fusionan muy ahorrativamente su Hidrogeno en base a su masa y tienen una esperanza de vida muy larga. ¡Todas las estrellas de esta clase, que se formaron desde el Big-bang, aún se encuentran en la secuencia principal!

Enanas marrones: Estrellas con menos del 8% de la masa solar. No están capacitadas para encender la fusión nuclear, por esto la temperatura de su superficie es bastante baja con sólo 1000 [K] hasta 2500 [K]. Ellas irradian principalmente en el ámbito IR y muestran un color rojo oscuro. Ellas son una especie de eslabón entre los planteas gaseosos y las estrellas

Enanas negras: Estrellas con menos del 8% de la masa solar. No están capacitadas para encender la fusión nuclear, por esto la temperatura de su superficie es bastante baja con sólo 1000 [K] hasta 2500 [K]. Ellas irradian principalmente en el ámbito IR y muestran un color rojo oscuro. Ellas son una especie de eslabón entre los planteas gaseosos y las estrellas

Etapas finales de estrellas masivas

Puosares (=estrellas de neutrones): Como estrellas de neutrones terminan aquellas estrellas, que después de todas las posibles fusiones aún tenían 1,4 veces la masa solar. En sus polos, por el campo magnético, pueden dispararse al espacio partículas y radiaciones como jets. Si esta radiación muestra en dirección a la Tierra, captamos un pulsar.

Hoyos negros: Estrellas cuyos núcleos restantes tenían más de 3 veces la masa del Sol. Este resto colapsa sobre sí mismo por su gravitación hasta un punto infinitamente pequeño. Dentro de un determinado radio, alrededor de este punto la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, de manera que ninguna información puede salir hacia afuera


Última revisión 9 de Enero de 2009


Traducido al castellano por AAGB, Stgo. Chile, Agosto 2010. Con la gentil autorización de Werner Kasper, Mittelweg 1, D- 35117 Münchhausen, Abenteuer-Universum (Aventura Universo)

















No hay comentarios.: