20 de junio de 2011

Estrellas gigantes

Estrellas gigantes

El tamaño de las estrellas

Estrellas como Betelgeuse y Mira pertenecen a los colosos en el cosmos. Mira con uj radio 388 veces más gran de que el de nuestro Sol ya es una gigante (Mira más allá de esto, es el prototipo de las variables de períodos largos) se puede esconder fácilmente detrás de Betelgeuse en la constelación de Orión, pues esta estrella es 700 hasta 1000 veces más grande que nuestro Sol. Esta estrella en cualquier momento puede explotar en forma de una supernova, y ya que está a sólo 400 años luz, este suceso aparecerá tan claro como la Luna llena y será visible incluso durante el día.


Betelgeuse en la constelación de Orión, una súper gigante roja. Esta estrella a una distancia de 400 años luz y unas 1000 veces más grande que nuestro Sol. Se extendería mucho más allá de la órbita de Júpiter. Una estrella como esta se encuentra al final de su vida, su fin como supernova ya está pre programada Esta toma del telescopio espacial Hubble, junto a nuestro Sol, muestra por primera vez un disco estelar

Con la gentil autorización de A. Dupree (CfA), R. Gilliland (STScl), NASA

Con Betelgeuse aún no se ha alcanzado el final de las gigantes. La estrella VV Cephei sobre pasa la expansión del Sol por el factos de 1600. Cuando hablamos del tamaño de una estrella, entonces su diámetro, en el fondo, es menos importante. Aún cuando una esfera de gas, al final de su estado de desarrollo, puedo adquirir tamaños considerables, es la masa de una estrella la que decide sobre su formación.



Desde el, punto de vista de la masa, a las estrellas se les está impuesto un límite, de aproximadamente 1230 veces la masa de nuestro Sol, no puede hacerse más pesadas. Ya que, cuando en una estrella tan masiva comienzan las fusiones, crea rápidamente un viento estelar tan fuerte, que avienta toda la materia que la rodea. La nube de polvo, de la cual se originó, ya no puede aportar más masa para que siga creciendo. Así como Eta Carinae (Figura de arriba) la quizás estrella más masiva en nuestra galaxia, se la puede ver en el interior de un envoltorio de gas, que ha arrojado con el correr de los años, por su gran actividad.
Con la gentil autorización de ESO


Gigantes como estas u no las encuentra siempre en las zonas de formación de estrellas en los brazos espirales de las galaxias, lo que estaría indicando, que se desarrollan bastante rápidas y que por esto no pudieron alejarse demasiado desde su lugar de nacimiento. Por su gran masa, las estrellas, como las arriba mencionada, crean en sus centros temperaturas y presiones tan enormes de manera que la fusión nuclear transcurre en forma extremadamente rápida. La estrella derrocha por esto, su enorme reserva de energía, con lo cual su desarrollo avanza muy rápida.

Según la masa hay que diferenciar entre dos vías de desarrollo:

Hasta 40 veces la masa solar

Este tipo de estrella se desarrolla al comienzo igual como las gigantes rojas. Primeramente, el Hidrógeno presente es fusionado a Helio en algunos millones de años, una vez consumido la zona central de la estrella, que ahora ya se compone sólo de Helio, se contrae. Debido que sin la energía libertada desde el centro, disminuye la contra presión, que se opone a la gravitación dirigida hacia el interior, que ahora tiene la superioridad y que comprime sin misericordia la materia. Debido a esta contracción el centra se hace muy caliente (¡Energía gravitacional convertida!), y este calor es irradiado hacia el exterior, y debido a esto, la capa exterior de la estrella de expande, con lo cual a su vez, se enfría por el aumento de su superficie. Sin embargo la luminosidad prácticamente se mantiene constante debido a la superficie expandida. Durante su combustión del hidrógeno vemos a esta estrella como una gigante azul súper caliente, como por ejemplo Rigel, con una temperatura superficial de hasta 40 000 [K].
Mientras tanto la zona central sigue contrayéndose yen algún momento se entiende el Helio, donde por el proceso 3-alfa se forma Carbono e Hidrógeno. En este momento se formó una súper gigante roja, ya que mientras tanto la temperatura de la superficie ser enfrío de más de 20 000 [K] a valores de 3 – 4000 [K]. De la clase espectral O llegan hasta la clase K o M. Por debajo de 12 masas solares estas estrellas en la transición, se desarrollan desde una gigante azul a una gigante roja a una Cefeidas, las estrellas más luminosas,


Jupiterbahn = órbita de Júpiter

En esta gráfica están representadas las fusiones de una estrella masiva de 20 o más masas solares en los estados de desarrollo avanzado. Esta estrella ya ha abandonado el estado de una gigante azul, se ha expandido más y su superficie se enfrió fuertemente, de manera que ahora aparece como una súper gigante roja. Envolviendo como un cebolla por varias capas ardientes, al núcleo mientras tanto convertido en Hierro, que ya no puede fusionarse más. La “ceniza de combustión” de las diferentes capas, alimenta a las capas que se encuentran debajo de ella, con nuevo combustible. Después de un tiempo relativamente breve, se agota la reserva de combustible y la estrella acabará en una explosión de supernova. En esto debido a ciertos procesos (captación de neutrones) se forman elementos más pesados que el Hierro y que son expulsados de vuelta al espacio. Como resto queda una estrella de neutrones o un hoyo negro.
Para ilustrar el tiempo de vida de una estrella masiva sea dicho, que por ejemplo una estrella de 20 veces la masa solar ha consumido su reserva de hidrógeno en sólo 8 millones de años y para la transformación del Helio necesita apenas otro millón de años. Con una masa mayor la vida se hace correspondientemente más corta. Nuestro Sol en cambio, necesita aproximadamente 8 a 9 mil millones de años para alcanzar el estado de una gigante roja.

Sobre 40 veces la masa solar

A estas estrellas sin problemas se las podría llamar “reactores rápidos” en el cosmos, pues queman sus reservas de forma extremamente rápidos. Esto se debe exclusivamente a la gigantesca masa, ya que con ello la unid a enorme gravitación se crea una presión (Y una igualmente enorme temperatura) como estas en la zona central, causa que los núcleos atómicos individuales chocan con mucha más frecuencia que en el centro de una estrella normal. Después del término de la fusión de Hidrógeno en el núcleo (ver:La conversión de la energía de las estrellas), este se contrae y comienza la combustión del Helio. Por cierto la estrella, en esta fase de transición se expande, a una súper gigante, sin embargo en esto no se enfría hasta una súper gigante roja, sino máximo hasta un nivel mínimo de 7000 [K].


Fusiones en estrellas masivas
Por un corto tiempo la estrella se estabiliza hasta que se prende el Helio a 150 millones de [K] y es transformado en Carbono y Oxígeno., Pero también estos elementos, como ya se mencionó, también son fusionados, pero recién cuando su zona nuclear (no degenerada), debido al aumento de de la contracción, haya alcanzado la increíble temperatura de 1 mil millones de [K], aquí entonces se forma Neón y Magnesio. En la gráfica de arriba, nuevamente se representa la estructura en forma de capas de una estrella masiva, en estado de desarrollo avanzado. Incluso en las regiones, aún e¿+se fusiona Hidrógeno, lo que nunca sucederá en una estrella poco masiva como nuestro Sol. Todo esto sucede de manera muy rápida y la estrella libera tanta energía, que en ningún momento llega al estado de una súper gigante roja, sino que siempre aparecerá como una súper gigante azul caliente. Como ya lo hemos visto arriba donde Eta Carinae, estrellas con mucha masa soplan gran parte de su materia hacia el espacio y por esto la mayoría de las veces están rodeadas por una nube de gas y polvo, la cual debido a la enorme radiación de la estrella se ioniza y es incitada a brillar.
Muy rápidamente le es dado un fin a la fusión a las estrellas más masivas, que tienen unos 100 a 120 veces la masa del Sol, cuando el núcleo ya sólo se compone de Hierro. Esto bajo liberación de energía, ya no puede fusionar, ya que por el contrario, sería necesario un gran suministro de energía. Pero esta no la puede proveer la estrella, de manera que con una continuación de la contracción se lleva a cabo un aumento de la compresión hacia una estrella de neutrones o a un hoyo negro.


Spektralklasse = clase espectral
Leuchtkraft Sonne = Luminosidad


El diagrama Hertzsprung – Russel muestra las vías de desarrollo de las estrellas masivas, comenzando desde las gigantes, por las súper gigantes hasta las híper gigantes (estrellas con más de cien veces la masa solar) las áreas sombreadas en la parte izquierda indican los periodos de una fase de combustión estable, mientras que a la derecha están registradas las fases inestables pulsantes.
Significativo para las estrellas masivas es su extremo “viento solar”. Este con una velocidad de hasta 4000[Km/s], puede lanzar al espacio cantidades de materia de 0.0001 (10ˆ-4) por año (en comparación: Nuestro Sol apenas logra 10ˆ-14 masas solares). En algunos la estrella se puede rodear con un real envoltorio, que en un espectro origina líneas de absorción. El material expulsado aparece entonces en el telescopio, según el aspecto a algo parecido a una nebulosa planetaria.

Estrellas Wolf-Rayet

Extrañas entre las estrellas masivas son las estrellas Wolf-Rayet. En sus espectros sólo se encuentran líneas de emisiones, pero ninguna del Hidrógeno. Ya que ellas aparentemente han lanzado todo su envoltorio de Hidrógeno, de manera que su espectro muestra grandes porciones de Helio.


Foto infrarroja de la estrella Wolf-Rayet WR 104 (Sagitario). WR 104 es acompañada por una estrella OB. Su viento estelar sopla aquel de la acompañanta hacia afuera. La nube de polvo y gas que se forma, recibe el momento angular del sistema formando con esto una estructura espiral. El material estelar expulsado, es acelerado hacia el final de la espiral (derecha) al espacio inter estelar.
Con la gentil autorización de U. C. Berkeley Space Sciences Laboratory, W. M. Keck Observatory


Presumiblemente debido a sui estado de desarrollo, se dividen en dos categorías: WC por carbono y WN para estrellas ricas en Nitrógeno. Estas últimas muestran un alto contenido de Nitrógeno, debido a que este es creado como subproducto del siclo de Carbono durante la combustión del Hidrógeno. Con esto deberían ser más jóvenes que las estrellas WC, ya que posiblemente ya están fusionando Helio.
También las estrellas Wolf-Rayet generalmente están rodeadas por nebulosas gaseosas, debido a que ya han perdido el 40% de su masa original en base a la extrema presión de radiación, en forma de un fuerte viento estelar. Debido a su alta temperatura de 30 – 50 000 [K], los átomos en el espectro están fuertemente ionizados (El carbono, por ejemplo, ha perdido 3 a 4 de sus electrones exteriores), de manera que se las clasifica dentro de la clase espectral O. Estas estrella tiene una vida extremadamente corta, más que u n par de millones de años no “logran” y terminan garantizado en una supernova o incluso en una híper nova


En esta toma de una estrella Wolf-Rayet (La brillante estrella en el centro) en la nebulosa NGC 2359 es fácil de reconocer por la materia estelar expulsada. De unos redondos 200 estrellas conocidas de este tipo, en nuestra Vía Láctea, se sabe que anualmente expulsan varias veces la masa de la Tierra al espacio.
Con la gentil autorización de P. Berlind & P. Challis (CfA), 1,2w-m telescope, Whipple Obs.






Última revisión: 24 de Noviembre de 2006


Traducido al castellano por A. Gundelach Junio 2011. Con la gentil autorización de Werner Kasper, Mittelweg 1, D- 35117 Münchhausen, Abenteuer-Universum (Aventura Universo)

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