Las Estrellas
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. De un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma, gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático. Este equilibrio se produce entre la fuerza de gravedad que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que hace el plasma hacia fuera, que tal como sucede con un gas tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el Sol, se mantiene con el suministro de energía producida en el interior de la estrella.
Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando, y cuando se les acaban, invariablemente, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas es, por lo tanto, finito.
El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial. Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales, y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente. Este hecho fue observado y se llama relación masa-luminosidad. Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible estelar dependen tanto de la cantidad disponible como el ritmo de consumo. Por ejemplo, la vida del Sol será de diez mil millones de años. Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande que termina de consumirlo en 30 millones de años.
La vida estelar es, en realidad, un suceso de contradicciones. La primera gran contradicción es la de la nube interestelar que crea la estrella. La cuna de las nuevas generaciones de estrellas en nuestra galaxia parece estar en las nubes interestelares de átomos y moléculas. La densidad promedio del medio interestelar en la galaxia es de cerca un átomo por centímetro cúbico. La formación de una estrella requiere diez veinticuatroavas veces mayor. El único mecanismo capaz de actuar a grandes distancias y de originar tal factor de comprensión es la fuerza de la gravedad, que juega un papel esencial. Por otro lado, el movimiento térmico de las moléculas y el movimiento turbulento del gas interestelar producen una presión que impideuna contracción abrupta impuesta por el campo gravitatorio.
Cuando la gravedad rompe ese equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas. En términos muy generales esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica. Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio solo aumenta ligeramente, o si la masa de la nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso.
Para una persona, incluso para una generación de seres humanos, resulta imposible de observar una única estrella para todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años. Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad.
Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución, observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición. Al respecto se debe tener en cuenta que, en efecto, se han visto desaparecer estrellas (como la supernova de 1987), como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas.
La luz estelar se descompone en colores, llamándose espectro al resultado de dicha descomposición cromática. En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas. Cada una de esa serie de líneas se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la "T" de la superficie estelar y por la otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.
Diferentes elementos químicos absorben o emiten luz según la temperatura a que se encuentran, de esta manera, la precencia (o ausencia) de ciertos elementos en la atmósfera de la estrella, indica su temperatura.
Las estrellas más calientes tienen temperaturas de unos 40.000ºC, en el otro extremo, las más frías alcanzan "solo" 2500ºC, el Sol, con una temperatura superficial de unos 6000 º C resulta una estrella de tipo espectral intermedia, entre las más calientes y las más frías. En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio, como consecuencia, mayor es la temperatura interna. Implica que la estrella debe quemar combustible a gran velocidad, lo que produce una cantidad de energía. Esa clase de estrellas solo puede tener una vida muy limitada de unos pocos millones de años.
La etapa de proestrella se corresponde con grandes inestabilidades en su estructura interna, las que acabarán cuando la temperatura de su núcleo alcance los 10 millones de grados, iniciándose la trasmutación del hidrógeno en helio, y por lo tanto la generación de energía desde su núcleo: en esa etapa el astro ya se considera una estrella.
Quedará un momento en que se acabará el hidrógeno y solo quede helio, En esas condiciones la estrella sufrirá varios tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volúmen y expulsará al espacio parte de su material.
Después de cinco a diez mil millones de años una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado gigante roja: un objeto de gran tamaño (mayor que el tamaño original), mucho más fría y de una coloración rojiza. Su temperatura superficial disminuye, y por lo tanto toma color rojizo. La brillante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor. En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial.
Otro modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares, de esa forma los astrónomos han observado que se forma una envoltura gaseosaque circunda la estrella y que puede llegar a ser bastante densa, si el proceso continúa dará lugar a una nebulosa planetaria.
Con el nombre de nebulosas planetarias se define a una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorecente en lenta expansión. Algunas fotrografías con potentes telescopios muestran que esas nebulosas tienen forma de anillo.
Finalmente, y hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aun menor), calientes, y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de esos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico puede pesar varias toneladas. En otras palabras, en un volumen similar a nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol.
No todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende, en gran medida, de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol), y que no pierde mucha materia durante su evolución, termina su vida en una explosión muy violenta, que se denomina supernova, cuando ello ocurre, la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la que se encuentra, aunque su brillo será esfímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.
Los restos gaseosos de una supernova se exparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube de permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo, y cuyas características son bastante peculiares, apareciendo campos magnéticos bastante intensos.
El gas que compone un remanente ( los restos de la supernova) es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella, ya que en ella existen (y conviven) una gran variedad de elementos químicos, restos de fusión nuclear que ocurrieron en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova.
En la explosión de una supernova se produce un catastrófico colapso en la estrella, debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca. En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol, por ejemplo), se comprime en una esfera de apenas 15 km. de diámetro, a estos diminutos astros se los ha bautizado como estrellas de neutrones. La materia en esos objetos se ha comprimido a tal extremo, y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.
Cuando la gravedad rompe ese equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas. En términos muy generales esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica. Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio solo aumenta ligeramente, o si la masa de la nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso.
Para una persona, incluso para una generación de seres humanos, resulta imposible de observar una única estrella para todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años. Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad.
Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución, observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición. Al respecto se debe tener en cuenta que, en efecto, se han visto desaparecer estrellas (como la supernova de 1987), como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas.
La luz estelar se descompone en colores, llamándose espectro al resultado de dicha descomposición cromática. En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas. Cada una de esa serie de líneas se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la "T" de la superficie estelar y por la otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.
Diferentes elementos químicos absorben o emiten luz según la temperatura a que se encuentran, de esta manera, la precencia (o ausencia) de ciertos elementos en la atmósfera de la estrella, indica su temperatura.
Las estrellas más calientes tienen temperaturas de unos 40.000ºC, en el otro extremo, las más frías alcanzan "solo" 2500ºC, el Sol, con una temperatura superficial de unos 6000 º C resulta una estrella de tipo espectral intermedia, entre las más calientes y las más frías. En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio, como consecuencia, mayor es la temperatura interna. Implica que la estrella debe quemar combustible a gran velocidad, lo que produce una cantidad de energía. Esa clase de estrellas solo puede tener una vida muy limitada de unos pocos millones de años.
La etapa de proestrella se corresponde con grandes inestabilidades en su estructura interna, las que acabarán cuando la temperatura de su núcleo alcance los 10 millones de grados, iniciándose la trasmutación del hidrógeno en helio, y por lo tanto la generación de energía desde su núcleo: en esa etapa el astro ya se considera una estrella.
Quedará un momento en que se acabará el hidrógeno y solo quede helio, En esas condiciones la estrella sufrirá varios tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volúmen y expulsará al espacio parte de su material.
Después de cinco a diez mil millones de años una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado gigante roja: un objeto de gran tamaño (mayor que el tamaño original), mucho más fría y de una coloración rojiza. Su temperatura superficial disminuye, y por lo tanto toma color rojizo. La brillante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor. En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial.
Otro modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares, de esa forma los astrónomos han observado que se forma una envoltura gaseosaque circunda la estrella y que puede llegar a ser bastante densa, si el proceso continúa dará lugar a una nebulosa planetaria.
Con el nombre de nebulosas planetarias se define a una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorecente en lenta expansión. Algunas fotrografías con potentes telescopios muestran que esas nebulosas tienen forma de anillo.
Finalmente, y hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aun menor), calientes, y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de esos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico puede pesar varias toneladas. En otras palabras, en un volumen similar a nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol.
No todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende, en gran medida, de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol), y que no pierde mucha materia durante su evolución, termina su vida en una explosión muy violenta, que se denomina supernova, cuando ello ocurre, la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la que se encuentra, aunque su brillo será esfímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.
Los restos gaseosos de una supernova se exparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube de permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo, y cuyas características son bastante peculiares, apareciendo campos magnéticos bastante intensos.
El gas que compone un remanente ( los restos de la supernova) es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella, ya que en ella existen (y conviven) una gran variedad de elementos químicos, restos de fusión nuclear que ocurrieron en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova.
En la explosión de una supernova se produce un catastrófico colapso en la estrella, debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca. En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol, por ejemplo), se comprime en una esfera de apenas 15 km. de diámetro, a estos diminutos astros se los ha bautizado como estrellas de neutrones. La materia en esos objetos se ha comprimido a tal extremo, y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.
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