La Evolución Estelar (Parte I)

OrionEl proceso de la formación de una estrella se inicia cuando una nube de gas comienza a contraerse bajo su propia atracción gravitacional. Conforme se contrae, la energía potencial gravitatoria se convierte en energía térmica y la nube de gas se calienta. Mientras esto ocurre, la presión del gas crece, tendiendo a detener el colapso. Si la nube de gas no perdiese energía, esa presión frenaría enteramente el colapso en una primera etapa. Pero la nube de gas pierde energía. Como su temperatura es elevada, la luz y otras formas de radiación electromagnética son disipadas desde su superficie exterior. Como consecuencia, la nube de gas no puede sostener la presión requerida y sigue comprimiéndose lentamente.

Conforme esto sucede, continúa calentándose más y más. Después de varios millones de años de esta lenta contracción, el centro de la nube de gas llega a ser lo suficientemente caliente y densa para que empiecen a ocurrir reacciones nucleares. El hidrógeno se convierte en helio, liberando considerable energía. En este punto la nube de gas se estabiliza.

La energía irradiada desde la superficie se compensa ahora mediante la generación de energía nuclear, de modo que la nube no tiene que contraerse más para obtener la energía térmica necesaria para mantener la presión que exige su propia conservación. Ahora tenemos una estrella.

Una vez formada la estrella, ella entra en una larga fase estable que dura miles de millones de años, durante los cuales el hidrógeno es convertido en helio en el centro de la estrella. Cuanto mayor sea la masa de la estrella, más breve será esta fase, ya que en las estrellas masivas el hidrógeno se quema y convierte en helio mucho más rápidamente. sol

Nuestro Sol fue formado hace unos 4,5 miles de millones de años, y continuará en esta fase estable de evolución, durante otros cinco mil millones de años.

Finalmente se forma un núcleo de helio en el centro de la estrella. El hidrógeno sigue siendo quemado en una capa fuera del núcleo de helio. Ahora el centro de helio de la estrella se encuentra en una situación muy parecida a la de la nube original de gas. Empieza a contraerse a causa de la fuerza de gravedad y se calienta. Esto hace que la combustión de hidrógeno en la capa exterior del centro continúe con mayor rapidez. Al ocurrir esto, las capas exteriores de la estrella se expanden y enfrían.

La estrella se convierte en una gigante roja (roja por su baja temperatura superficial y gigante por la gran expansión de las capas exteriores). Puede producirse alguna pérdida de masa durante esta fase, es decir, pueden desintegrarse enteramente algunas capas exteriores.

Nuestro Sol puede convertirse en una gigante roja dentro de unos 5 mil millones de años.

A continuación, el centro de helio se vuelve tan caliente y denso que allí comienzan a ocurrir reacciones nucleares, convirtiéndose principalmente el helio en carbono y oxígeno. Se libera energía en este proceso y se estabiliza temporalmente la contracción del núcleo.

La temperatura de una estrella es lo suficientemente alta para que los átomos sean ionizados. Si la densidad no es demasiado elevada, este conjunto de iones y electrones actúa como un gas ideal. Para una estrella constituida por un gas ideal la idea del autosoporte contra el colapso es imposible. Como las estrellas irradian energía desde la superficie, no pueden mantener la presión requerida para su autosoporte salvo con una fuente suplementaria de energía. Sin embargo, las estrellas no están constituidas por un gas ideal.

Los electrones obedecen al principio de exclusión de Pauli, de la mecánica cuántica: dos partículas de spin semientero (fermiones, es decir, neutrones, electrones, protones) nunca pueden ocupar exactamente el mismo estado. Como consecuencia, existe una presión adicional que ejercen los electrones. En condiciones ordinarias, este efecto mecánico-cuántico es insignificante, pero a muy altas densidades es muy importante. Cuando la densidad de la materia en una estrella llega a ser mayor que unos cinco millones de veces la densidad del agua, los electrones aportan una presión extra, debido a este efecto, que es conocida como la presión de degeneración de electrones. Lo importante de esta presión es que no requiere la presencia de gran energía térmica, por lo que puede mantenerse aun mientras la estrella irradia su energía.

Equilibrio hidrostático Lo que una estrella necesita para su equilibrio hidrostático es que la fuerza gravitacional newtoniana sea equilibrada por la fuerza procedente de la presión del gas. Para determinar si la presión de degeneración del electrón puede soportar a una estrella contra el colapso, se debe comparar la presión que aquél produce con la presión central necesaria para dicho soporte.

Chandrasehkar, demostró que para estrellas con masa menor que cerca de 1,3 veces la masa del Sol, la presión de degeneración del electrón detiene permanentemente el colapso.

A las estrellas soportadas por la presión de degeneración de electrones se las llama enanas blancas (enanas , porque están muy condensadas y de tamaño pequeño, y blancas porque la temperatura de su superficie es muy elevada cuando entran en esta fase). Ya no hay ninguna evolución posterior en las enanas blancas, sólo se van enfriando indefinidamente. Nuestro Sol terminará sus días como una enana blanca.

Por otra parte si la masa es superior a 1,3 veces la masa del Sol, la presión de degeneración electrónica no es suficiente para soportar a la estrella contra el colapso y la evolución continuará.

Habíamos quedado en un núcleo de carbono y oxígeno. Éste se contrae y calienta hasta que el carbono comienza a sufrir reacciones de fusión nuclear, produciendo neón y otros elementos.

A continuación se repite el modelo básico de la construcción de un centro, seguida de contracción y calentamiento, seguidos a su vez de nucleosíntesis de nuevos elementos. En cada caso, las nuevas reacciones nucleares suministran la energía térmica requerida para obtener suficiente presión central que soporte a la estrella.

Al final, la configuración de la estrella será aproximadamente la siguiente: en el centro de la estrella habrá un núcleo gaseoso de hierro y níquel, rodeado por capas sucesivas de elementos más ligeros; la envoltura exterior de la estrella todavía estará constituida predominantemente por hidrógeno. El núcleo central de hierro-níquel puede ser soportado por la presión de degeneración del electrón hasta que su masa se vuelve demasiado grande. (Continurá)

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