El Proceso del Nacimiento y Muerte de las Estrellas


Desde que una nube de hidrógeno empieza a contraerse por fuerzas gravitatorias hasta que es un cuerpo inerte, opaco, una estrella pasa por una serie de etapas, cada una de las cuales tiene un tamaño, luminosidad y proceso termonuclear distinto.


Nucleosíntesis estelar

En las regiones centrales de las estrellas, donde existe una alta presión y una elevada temperatura, se producen reacciones de fusión termonuclear, que originan la radiación que emite. La temperatura necesaria para que se produzcan estas reacciones tiene su origen en la contracción gravitatoria de las estrellas, y por tanto dependerá fundamentalmente de su masa. Esto implica que existirá un límite inferior de la masa de una estrella para que pueda radiar. Hay que resaltar que estas reacciones de fusión son el origen de todos los elementos más pesados que el hidrógeno que existen en el Universo.

En el centro de las estrellas de la secuencia principal (el 90% de las que existen) se dan unas condiciones de temperatura (107 K) y presión (103 atm) que hacen posible la fusión de los núcleos de hidrógeno para dar lugar a núcleos de helio. Estas reacciones se producen mediante diversos procesos, el más importante de los cuales es la cadena protón-protón o p-p, en la cual cuatro núcleos de 1H se fusionan para formar un núcleo de 4He.

En una etapa más evolucionada de la secuencia principal se produce la fusión del hidrógeno a través del denominado ciclo CNO, en el cual intervienen isótopos del carbono, del nitrógeno y del oxígeno, y donde el carbono tiene un papel de catalizador. Este ciclo produce más energía que la cadena p-p, sin embargo sólo se produce en los núcleos de las estrellas más calientes.

Una vez que se agota el hidrógeno central, la reacción de fusión se detiene, y roto el equilibrio entre la fuerza gravitacional y la fuerza hidrostática alimentada por el horno nuclear, se produce una contracción gravitatoria del núcleo. Como consecuencia de esta contracción se libera energía gravitacional y aumenta la temperatura, pudiendo iniciarse las reacciones de fusión de elementos más pesados.

En estrellas con masas superiores a 2 M, la implosión central hace que se alcancen en el centro temperaturas del orden de 100 millones de grados, lo que hace posible las reacciones de fusión del helio en carbono. El inicio de esta etapa puede ser muy rápido (en escala astronómica), que da lugar al denominado flash de helio.

En estrellas aún más masivas una nueva contracción al acabarse el helio supone un aumento adicional de la temperatura del núcleo, compuesto de las cenizas o productos de fusión del helio, generalmente carbono, nitrógeno y oxígeno. La temperatura alcanza valores de 500 millones de grados, produciéndose entonces la fusión del carbono para formar sodio.

En las estrellas supergigantes (10 M) se alcanza una etapa de fusión del oxígeno, para lo cual se requieren temperaturas del orden de mil millones de grados. El producto más abundante de esta reacción de fusión es el silicio. En estrellas supergigantes con masas mayores de 10 M se alcanzan temperaturas centrales de varios miles de millones de grados, produciéndose la fusión lenta del silicio para dar lugar principalmente al hierro. Al final de la evolución de estas estrellas se llega a una estructura en capas, en la que cada capa es rica en un tipo de isótopo en particular. El núcleo esta compuesto de 56Fe, que no puede experimentar sucesivas nucleosíntesis por ser a partir de este elemento reacciones endoenergéticas. Debido al fin de los procesos de producción de energía, la estrella colapsa por efecto de su gran densidad y explota en lo que se conoce como una explosión de supernova, donde se produce tal cantidad de energía que la estrella brilla tanto como una galaxia entera durante algunos días.

Para explicar la existencia de elementos más pesados que el hierro es necesario considerar reacciones nucleares de adicción de neutrones. Estas reacciones son más rápidas que las cadenas de fusión de la nucleosíntesis estelar, y se producen durante las explosiones de supernova.

El hidrógeno, combustible nuclear de las estrellas normales, y parte del helio, tiene su origen directamente en la Gran Explosión (Big Bang) que se supone el origen del Universo. Una prueba crucial de los modelos cosmológicos es predecir las abundancias correctas de hidrógeno y helio primigenio.

Fases de la evolución estelar.

Las fases evolutivas de una estrella de 1 M pueden resumirse en: protoestrella (duración 150 millones de años), etapa en la secuencia principal (10 000 millones de años), fase de gigante roja ( 1000 millones de años) y evolución hacia enana blanca ( 20 millones de años).

Para entender la evolución estelar hay que considerar el teorema de Russell-Vogt, que establece que la estructura física de una estrella está determinada únicamente por su masa y por su composición química. Estos dos parámetros serán, por tanto, los que fijen la posición de la estrella en el diagrama HR; la evolución de las estrellas va a estar determinada principalmente por la variación de la composición química, ya que la variación de la masa no es muy grande. A continuación se describen sucintamente las etapas más importantes.

Fase de secuencia principal.

Las estrellas inician su vida en la secuencia principal. En ella se produce la energía por medio de la fusión del hidrógeno en helio, y es la etapa más larga de la evolución estelar; es por ello que a estas estrellas se las distinga como normales (tal como es el Sol). La duración de esta fase corresponde al tiempo necesario para que una masa crítica del hidrógeno central se fusione en helio; la fracción que representa esta masa crítica respecto al total de la estrella es de 7-10%. Puede estimarse la vida en la secuencia principal de una estrella suponiendo que toda la masa crítica se transforma en energía según la relación E = m c2, y conociendo su luminosidad.

Considerando la relación empírica masa-luminosidad para las estrellas de la secuencia principal se observa que la duración de la fase de secuencia principal sea menor cuanto mayor es la masa de la estrella, pues las estrellas más masivas emiten más energía por unidad de tiempo que las menos masivas, y por tanto consumen antes su combustible nuclear.

La masa de las estrellas en la secuencia principal aumenta a medida que se sube hacia el extremo de altas temperaturas efectivas. Las estrellas con una masa inferior a 0.08 M tienen una temperatura central demasiado baja para producir reacciones nucleares de fusión de hidrógeno, y por tanto se denominan enanas marrones. Se cree que pueden contribuir significativamente a la masa oscura del Universo.

Etapa gigante roja

A medida que se va consumiendo el hidrógeno central, el helio va reemplazando al hidrógeno. Al agotarse el hidrógeno las reacciones nucleares cesan, y la temperatura y presión del núcleo de helio disminuyen. Esto produce un colapso gravitatorio del núcleo, y se libera energía en el proceso. Como consecuencia, las capas exteriores se calientan y se dilatan, con lo que aumenta el tamaño de la estrella y disminuye su temperatura efectiva. Por otro lado, el aumento de temperatura en la capa de hidrógeno que rodea al núcleo de helio inicia ahí las reacciones de fusión del hidrógeno, y aumenta por tanto la luminosidad de la estrella. En el diagrama HR, la estrella se desplaza hacia la zona de gigante roja, ya que aumenta su tamaño y su color se desplaza hacia el rojo (ley de Wien).

Por medio de sucesivas contracciones del núcleo se van iniciando las reacciones de fusión de elementos cada vez más pesados. Debido a esto, el tamaño de la estrella disminuye mientras su luminosidad se mantiene casi constante. La estrella evoluciona hacia su estado final moviéndose hacia la izquierda en el diagrama HR.

Etapas finales de la evolución

Para las estrellas de la secuencia principal, el equilibrio hidrostático está definido por la presión hidrostática o gaseosa. En las fases finales, con la materia del centro de la estrella nuclearmente inerte y sometida a elevadísimas presiones por efecto de su gran densidad, las fuerzas de compresión gravitatorias son compensadas por una presión de origen cuántico, la denominada presión de degeneración electrónica.

El equilibrio entre estas dos presiones se mantiene hasta una masa igual a 1.44 M (límite de Chandrasekar). Si la estrella final se encuentra por encima de este límite, se tiene una enana blanca; si por el contrario la masa es mayor que el límite, se produce el colapso gravitatorio, hasta que una nueva presión de degeneración neutrónica contrarresta las fuerzas gravitatorias.

Sin embargo, para masas superiores a 5 M, esta presión de degeneración no es suficientemente intensa y el colapso gravitatorio no se detiene hasta que toda la masa se concentra en un punto de densidad infinita, que constituyen los agujeros negros. La gravedad de estos objetos es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ellos, de ahí su nombre. El radio de un agujero negro, el denominado horizonte de sucesos, está definido por el radio de Schwarzschild.

El horizonte de sucesos es la superficie esférica dentro de la cual nada, ni siquiera la luz, puede escapar. Por lo tanto, el horizonte de sucesos separa causalmente al agujero negro del resto del Universo, y esconde en su interior la singularidad.

Galileo Galilei


Físico y astrónomo italiano. Nació el 15 de febrero de 1564, cerca de Pisa. Cursó estudios en Vallombroso, y en la en la Universidad de Pisa en 1581, donde pretendía estudiar medicina. Al poco tiempo dejó la medicina por la filosofía y las matemáticas, abandonando la universidad en 1585 sin conseguir el título. Comenzó a impartir clases particulares y escribió sobre el movimiento hidrostático y natural, pero sin publicar nada. En 1589, en Pisa, ejerció como profesor de matemáticas, donde demostró el error que Aristóteles había cometido al afirmar que la velocidad de caída de los cuerpos era proporcional a su peso, dejando caer desde la Torre inclinada de esta ciudad dos objetos de pesos diferentes. En 1592 fue admitido en la cátedra de matemáticas de la Universidad de Padua, donde permaneció hasta 1610.

Allí inventó un ‘compás’ de cálculo para resolver problemas prácticos de matemáticas. De la física especulativa pasó a dedicarse a las mediciones precisas, descubriendo las leyes de la caída de los cuerpos y de la trayectoria parabólica de los proyectiles, se dedicó a estudiar el movimiento del péndulo e investigó la mecánica y la resistencia de los materiales. Dejó de un lado la astronomía, aunque a partir de 1595 se inclinó por la teoría de Copérnico, que afirmaba que la Tierra giraba alrededor del Sol. En 1609 presentó al duque de Venecia un telescopio de una potencia muy parecida a los prismáticos binoculares.

Con su telescopio de veinte aumentos descubrió montañas y cráteres en la Luna, consiguió ver que la Vía Láctea estaba compuesta por estrellas y descubrió los cuatro satélites mayores de Júpiter. Unos meses después publicó El mensajero de los astros, libro en el que hablaba estos descubrimientos. Su fama le ayudó a conseguir el puesto de matemático en la corte de Florencia, donde quedó libre de sus responsabilidades académicas y pudo dedicarse a investigar y escribir. En diciembre de 1610 vio las fases de Venus, que iban totalmente en contra a la astronomía de Tolomeo y confirmaban su aceptación de las teorías de Copérnico.

Fue criticado por los profesores de filosofía, ya que Aristóteles había afirmado que en el cielo sólo podía haber cuerpos perfectamente esféricos y que no era posible que apareciera nada nuevo. En 1612 publicó un libro sobre cuerpos en flotación. Rápidamente aparecieron cuatro publicaciones que rechazaban su física. Un año después escribió un tratado sobre las manchas solares y anticipó la supremacía de la teoría de Copérnico.

En 1614, un cura florentino lo denuncia a él y a sus seguidores. Galileo escribió una extensa carta abierta sobre la irrelevancia de los pasajes bíblicos en los razonamientos científicos, sosteniendo que la interpretación de la Biblia debería ir adaptándose a los nuevos conocimientos y que ninguna posición científica debería convertirse en artículo de fe de la Iglesia católica. A principios de 1616, se prohibieron los libros de Copérnico y el cardenal jesuita Roberto Belarmino le ordena que no defendiera el concepto de que la Tierra se movía. Galileo no tocó el tema durante algunos años dedicándose a investigar un método para determinar la latitud y longitud en el mar basándose en sus predicciones sobre las posiciones de los satélites de Júpiter, además de resumir sus primeros trabajos sobre la caída de los cuerpos y a exponer sus puntos de vista sobre el razonamiento científico en una obra sobre los cometas, El ensayador (1623). En 1624 escribe un libro al que pretendía llamar Diálogo sobre las mareas, en el que abordaba las hipótesis de Tolomeo y Copérnico respecto a este fenómeno. Seis años después consiguió la licencia de los censores de la Iglesia católica de Roma, y le pusieron por título Diálogo sobre los sistemas máximos, publicado en Florencia en 1632. A pesar de todo la Inquisición le llamó a Roma con la intención de procesarle por “sospecha grave de herejía”. En 1633 le obligaron a abjurar y fue condenado a prisión perpetua (condena que le fue conmutada por arresto domiciliario). Los ejemplares del Diálogo fueron quemados. Su última obra fue Consideraciones y demostraciones matemáticas sobre dos ciencias nuevas, publicada en Leiden en 1638.


Frases del autor:

“Digan lo que digan, la Tierra se mueve.”

“Nunca he encontrado una persona tan ignorante que no pueda aprender algo de ella.”

“La duda es madre de la invención.”

“Digamos que existen dos tipos de mentes poéticas: una apta para inventar fábulas y otra dispuesta a creerlas.”

“La matemática es el alfabeto con el que Dios escribió el mundo.”

“El gran libro de la naturaleza está escrito en símbolos matemáticos.”

“En lo tocante a la ciencia, la autoridad de un millar no es superior al humilde razonamiento de una sola persona.”

“Nada puedes enseñar a un hombre; sólo ayudarle a encontrarlo por sí mismo.”

“Los beneficios deben escribirse en bronce y las injurias en el aire.”