LA EVOLUCIÓN ESTELAR AL DETALLE (II parte)

En la primera parte de LA EVOLUCIÓN ESTELAR AL DETALLE (I parte) explicábamos como se formaba y como evolucionaba hasta convertirse en lo que hoy en día vemos como estrellas en el firmamento. Ahora falta conocer como está pasa sus últimos millones de años de vida…

 

LA ESTRELLA SE VUELVE UNA GIGANTE ROJA:

Justo antes de que la estrella llegué a ser una gigante roja, existe un delicado acto de equilibrio en está operación, un equilibrio que ha existido desde que la estrella por primera vez produjo energía vía fusión nuclear. La enorme fuerza gravitacional se ha equilibrado por la enorme presión térmica ejercida hacia fuera por el horno del núcleo. Pero cuando la estrella agota su fuente de combustible de hidrógeno, el equilibrio es destruido y la fuerza gravitacional queda en libertad de colapsar a la estrella. Afortunadamente, el colapso no es definitivo pues la estrella, al colapsarse, ocasiona que el centro se vuelva más caliente (nuevamente el mecanismo Kelvin-Helmholtz), produciendo temperaturas muy elevadas y dando comienzo a la fusión del helio.

La “leña” del horno estelar, ahora distinto, en realidad revierte el colapso estelar. La fusión de helio produce más energía que las previas reacciones de hidrógeno y el equilibrio entre la gravedad y la presión térmica deriva en una nueva etapa estable para la estrella.

La estrella es verdaderamente enorme, produciendo más energía por todas partes, salvo que ahora tiene una mayor superficie sobre la cual puede irradiar este calor. Esto produce un hecho sorprendente, pues a pesar de un centro más vigoroso, la temperatura en la superficie es más fría que antes. La estrella ahora se ve de color rojo. Esta estrella gigante roja se estabiliza, pudiendo tranquilamente fusionar helio por un millar de millones de años más.

Los productos atómicos de la fusión de helio incluyen carbón, nitrógeno y oxígeno. Estos elementos se producen en el núcleo de la estrella gigante roja y pueden volverse, con el tiempo, en el nuevo combustible de la estrella para después de que las reservas de helio se hayan agotado. De hecho las estrellas más masivas continuarán su desarrollo a través de una serie de etapas sucesivas donde el combustible nuclear más pesado se fusiona para producir elementos más y más pesados. Cada etapa requiere que la temperatura en el centro de la estrella sea aún más elevada que la anterior para así lograr vencer la resistencia de los elementos más pesados y lograr así fusionarse. En consecuencia, estas elevadísimas temperaturas aceleran el proceso de combustión ocasionando que el tiempo empleado en cada etapa sucesiva se vuelva cada vez más y más corta.

Ciclo-Estelar

Como ejemplo consideremos el ciclo de vida de una estrella veinticinco veces más pesada que el Sol. Debido a la enorme presión en el interior de este gigantesco objeto, la etapa de quema del hidrógeno pasa dentro de un periodo corto de 7 millones de años, después se invierten 700.000 años para la quema de helio, seguido por otros 600 años para la quema del carbón, un año de quema de neón, seis meses de quema de oxígeno y un día para consumir el silicio. El producto resultante de esta cadena de elementos es el muy pesado estable núcleo del hierro. El proceso de fusión se detiene aquí debido a que el hierro es el núcleo más estable que conocemos y es incapaz de actuar como combustible para ya sea una fusión o fisión.

 

En la siguiente parte, explicaremos como muere una estrella y que sucede en los últimos minutos de vida de la estrella.

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