LA EVOLUCIÓN ESTELAR AL DETALLE (I parte)

EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS:

Tenernos una visión muy general del nacimiento de las estrellas que es considerado como el colapso de una bola de gas y polvo que gira lentamente. Los detalles de este proceso no están muy claros y, además, no existe una teoría convincente acerca de la constitución de los planetas en las etapas finales del cataclismo. Los estudios de estos procesos, sin embargo, se han simplificado con el advenimiento de los enormes telescopios infrarrojos capaces de ver dentro de las regiones más sombrías de nuestra galaxia., que contienen semilleros estelares, regiones densas de gas y polvo. La densidad del gas predominante, hidrógeno, es de aproximadamente 100 átomos por centímetro cúbico, unas cien veces más que la densidad promedio en la galaxia. Éste existe en grandes nubes, junto con el polvo y otros gases que se formaron durante las primeras generaciones de estrellas. Germinada, quizá, por una región excepcionalmente densa, la nube se colapsa por el efecto de la gravedad produciendo una tenue bola de gas giratoria conocida como protoestrella.

En un principio, la protoestrella no parece ni se comporta como un Sol. Todavía no produce energía vía fusión nuclear pero comienza a adquirir calor. El gas se calienta por un proceso conocido como la contracción de Kelvin-Helmholtz. Del mismo modo en que una llanta de bicicleta se calienta mientras incrementamos la presión del aire dentro de ésta, la temperatura de la protoestrella gradualmente se incrementa según se colapse el gas.

Dos astrónomos británicos, Arthur Eddington y Robert Atkinson, en los años de 1920 se percataron de que, si la temperatura y densidad en la parte central del núcleo de la protoestrella suben a niveles muy elevados, sería posible para los núcleos de dos átomos de hidrógeno colapsarse con tal fuerza que ocurriría una reacción nuclear. La temperatura que se requiere es superior a los 10 millones de grados centígrados. A esta temperatura los átomos de hidrogeno (cada uno con su núcleo de un protón y un electrón orbitando), se desprenden de sus electrones. Los protones, moviéndose a altas velocidades debido a la enorme temperatura, ahora se colapsan con tal fuerza que vencen la enorme fuerza de repulsión eléctrica entre dos partículas cargadas positivamente, El resultado de esta colisión es una reacción de fusión la cual lleva, junto con otros tres procesos que implican otras colisiones, a producir un núcleo de helio. Este proceso, descrito por la teoría de la Relatividad de Einstein, libera energía debido a que hay una pequeña diferencia entre la masa del núcleo de un átomo de helio y la masa de los cuatro protones que lo formaron.

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ESTRELLAS DE MEDIANA EDAD:

El inicio de la fusión nuclear marca la transición de una protoestrella en una estrella. Nuestro Sol hizo esta transición hace casi 4.500 millones de años, y aun tiene combustible debido a su inmensa reserva de hidrógeno. Su poder de generación de más de 10^26 watts significa que el Sol está consumiendo hidrógeno en un rango de alrededor de un millón de toneladas por minuto. Esto suena colosal hasta que se cae en la cuenta de que actualmente la masa del Sol es de 2.000 billones de billones de toneladas. Los astrónomos creen que el Sol seguirá consumiendo su combustible de hidrógeno durante otros 5 mil millones de años antes de pasar a la etapa siguiente en su evolución. La aproximación del fin del combustible de hidrogeno en el centro del Sol marcará el fin de cualquier forma de vida en nuestro sistema solar.

Los procesos de la fusión estelar han creado muchos de los elementos atómicos con los que estamos familiarizados en nuestra vida cotidiana. Estos hornos son en realidad las únicas fuentes para estos elementos. La teoría del Big Bang nos dice que solo los elementos más ligeros, hidrogeno y helio fueron creados al principio del tiempo. Los elementos más pesados, aquellos que intervienen en la formación de la Tierra, nuestra atmósfera y nuestros cuerpos, fueron formados posteriormente en las estrellas y durante las explosiones cataclísmicas llamadas supernovas.

Estas explosiones distribuyen el material recientemente formado a lo largo y ancho de la galaxia, enriqueciendo continuamente el ambiente interestelar con los elementos pesados. Puede ser duro de admitir pero sin lugar a duda estamos hechos de polvo estelar.

Mientras más masiva sea una estrella, más rápido consumirá el combustible de hidrógeno en su centro. Esto se debe a que en el centro de estas estrellas, la presión (y, como consecuencia su temperatura) es mucho más alta provocando muy pronto una reacción nuclear. Estas estrellas son las primeras en avanzar a la segunda etapa de la evolución estelar, convirtiéndose en gigantes rojas, al momento de agotar la última reserva de hidrógeno en su centro.

En esta nueva etapa, el centro de la estrella consiste en helio, el producto de la fusión del hidrógeno. El mismo helio puede ser el combustible de una distinta reacción nuclear donde se formarán el oxígeno y el carbón, liberando enormes cantidades de energía. Sin embargo estas reacciones requieren temperaturas aún más elevadas en el centro de la estrella estas condiciones sólo existen cuando la fusión del hidrógeno se extingue. La transición de una estrella alimentada por hidrógeno en una alimentada por helio sucede en un pequeño instante de tiempo, apenas después de que el hidrógeno se consume completamente. Es entonces cuando la estrella cambia su apariencia de modo sorprendente.

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Este cambio lo explicaremos en la segunda parte de la evolución estelar ofrecida por GAME.

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