- Advertisement -

- Advertisement -

¿CÓMO MUERE UNA ESTRELLA?

1.062
Editora: Ivette Elias

Las estrellas, esos curiosos cuerpos celestes, brillan la mayor parte de su vida por la energía que se libera de la fusión de hidrógeno en helio en su interior. Extrañamente, las estrellas que poseen mayor masa consumen mucho más rápido su hidrógeno que las más pequeñas, debido a que poseen mayor presión y temperatura en su interior. Cuando el hidrógeno se acaba se puede decir que la estrella empieza a envejecer hinchándose hacia el final de su vida.

Final del camino

La secuencia de fusiones sigue cuando el hidrógeno se empieza a acabar. Lo que pasa es que el helio que se ha ido formando en el exterior del núcleo supera en peso al poco hidrógeno que hay en el núcleo y entonces lo desplaza: es lo que le llaman un colapso gravitatorio.

Una vez que el helio ha ocupado el lugar del núcleo, en el exterior del núcleo ahora está el hidrógeno que se sigue fusionando, pero ahora también empieza a fusionarse el helio, en carbono-12 y oxígeno-16.

Si el helio empieza a acabarse puede repetirse el proceso y empezar a quemarse el carbono en el núcleo mientras que el helio y un poco de hidrógeno siguen fusionándose en su cascarón. Pero solo las estrellas con 8 veces la masa del Sol pueden quemar carbono y se necesita ser aún más grande para seguir quemando los elementos sucesivos: oxígeno, silicio, azufre, hasta finalmente alcanzar el hierro.

En las estrellas que tienen menos de 8 masas solares, el proceso de fusión se empieza a detener una vez que se ha acabado todo el helio. El hidrógeno en las cáscaras exteriores sigue produciendo helio que es enviado al interior liberando energía gravitatoria que hace que las capas exteriores se expanda y se enfríen, o salgan liberadas en forma de gas, formando lo que se conoce como nebulosas planetarias, porque cuando se les observó se confundió a estrellas de este tipo con planetas.

Estrella enana blanca

Luego de que las capas exteriores se hayan expandido y enfriado o expulsadas en forma de gas, la estrella resultante se conoce como una enana blanca: una estrella muy densa (hasta un millón de veces la densidad del agua) y todavía muy caliente (unos 10.000 grados K), formada básicamente por carbono y oxígeno.

Las enanas blancas no se colapsan sobre sí mismas rompiendo la estructura atómica sostenida por la fuerza electromagnética porque su masa no supera las 1.4 veces la masa del Sol, o límite de Chandrasekhar, en honor al físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), para que esto sea posible. Pero si se llega a sobrepasar este límite, una estrella se convertiría en una estrella de neutrones: ya estrella con una densidad increíblemente alta. Se dice que el volumen de un terrón de esta estrella puede pesar hasta cien millones de toneladas.

Estrella enana blanca

Supernova

Así como se necesita una masa de 8 veces la del Sol para que una estrella queme carbono, se necesita al menos una de 10 veces la masa del Sol para que pueda fusionar todo hasta convertirlo en hierro. El hierro es el elemento más estable de la naturaleza y opone gran resistencia a la fusión. Cuando la fuerza de la presión se acumula demasiado, la energía se libera en forma de implosión del núcleo, expulsando todas las capas exteriores liberando una gran cantidad de energía de neutrinos y luz y rompiendo los núcleos de hierro, provocando temperaturas tan altas que permite la fusión en elementos más pesados como el plomo, el oro y el uranio. En cuestión de segundos una supernova libera más energía que toda la que gastará el Sol en toda su vida y brillará durante un breve periodo inclusive más que la galaxia a la que pertenece. De esta manera, a excepción de los creados por el hombre, los elementos de la tabla periódica se forman en procesos estelares.

Supernova

Si quieres conocer más de astronomía haz click aquí

Deja una respuesta

Su dirección de correo electrónico no será publicada.