En un sentido general, puede
afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz
propia. Adecuadamente, 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. El equilibrio se produce
esencialmente 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 en 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. Por ello, el
equilibrio se mantendrá esencialmente en las mismas condiciones, en la medida
en que la estrella mantenga el ritmo de producción energética. Pero dicho
ritmo, como se explica luego, cambia a lo largo del tiempo, generando
variaciones en las propiedades físicas globales del astro, que se conocen como
evolución de la estrella.
Generalidades
La energía que disipan en el
espacio estas esferas de gas, son en forma de radiación electromagnética,
neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las
estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de
los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia
que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro
planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las
distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad
de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no
como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo
terrestre provoca el día o la noche respectivamente.
[editar]Descripción
Son objetos de masas enormes
comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Los objetos de masa
inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior
parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene
un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la
luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella
se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente
ecuación:
donde L es la luminosidad, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio
y Te la temperatura efectiva.
[editar]Ciclo de vida
Mientras las interacciones
se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo
y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la
teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la
parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus
partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar
comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto
momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado
en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente
se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de
iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta
etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna
—la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una
constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas
gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que
fusionar.
Se puede decir que dicho
proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce
fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un
proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el
principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.
[editar]Formación y
evolución de las estrellas
Artículos principales:
Formación estelar y Evolución estelar.
Las estrellas se forman en
las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las
inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o
colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de
hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la
cada vez más intensaatracción gravitatoria. Su densidad aumenta
progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia.
No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado
protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando
comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la
protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que
la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa
aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de
la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar)
y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando
también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un
agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas
fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por
breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase
Escalas de tiempo estelar).
Muchas estrellas, el Sol
entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de
rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio
ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de
rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el
ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de
Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10
150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.3
La mayoría de las estrellas
pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de
materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en
las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más
intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las
estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una
estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol
acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para
acabar su vida con menos de 10 masas solares.4 Finalmente, al morir la estrella
se produce en la mayoría de los casos unanebulosa planetaria, una supernova o
una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar.
La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que
más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad
del Universo.
No hay comentarios:
Publicar un comentario