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Taller de Astronomía en las Ciencias del Mundo Contemporáneo
3.
Parametros básicos en
astrofísica
y evolución estelar
investigación
3.Parámetros básicos en astrofísica y evolución estelarr
investigación
Autor: Luis Felipe Miranda Palacios
• Parámetros básicos en astrofísica y
evolución estelar.
• Magnitudes, temperaturas y colores de las
estrellas.
• Formación, evolución y muerte de las
estrellas.
Parámetros básicos en astrofísica y evolución estelar
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La Astrofísica estudia los objetos celestes atendiendo a su origen y formación, estructura, composición
química y evolución. Para esto, la Astrofísica se vale de las leyes físicas que rigen estos objetos. Comparada
con otras disciplinas científicas, la Astrofísica presenta ciertas peculiaridades debidas a los objetos
de estudio. En primer lugar, la distancia a los objetos celestes es enorme y no existe la posibilidad de
interaccionar con los sujetos del experimento. En otras palabras, el investigador no puede preparar y
controlar un experimento concreto que le permita comprobar una teoría o hipótesis; su investigación
se nutre de lo que la propia naturaleza ofrece. En segundo lugar, los números con los que se trabaja en
Astrofísica son, obviamente, grandes, lo que implica el uso de unidades de medida propias (por ejemplo,
año-luz o pársec para las distancias) cuya comprensión no es precisamente intuitiva.
Las estrellas son los constituyentes básicos del Universo. Aunque a simple vista las estrellas aparecen
con puntos brillantes, en realidad son esferas masivas de gas caliente que generan su propia energía. El
mejor ejemplo de lo que es una estrella lo representa nuestro Sol el cual vemos con más detalle debido
a la distancia relativamente pequeña que nos separa de él. La luz que emiten las estrellas proviene,
en esencia, de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. La energía generada en estas
reacciones se transporta a través de la estrella hasta llegar a su superficie donde se emite en forma de luz.
Es importante destacar que el interior de las estrellas no es accesible directamente al observador y que
sólo podemos estudiar la luz que se emite desde las capas más externas de una estrella que constituyen
su atmósfera. Es a partir del análisis de esta luz y del uso de las leyes físicas y modelos estelares cuando
podemos inferir la estructura de una estrella y los procesos que tienen lugar en su interior.
3.Parámetros básicos en astrofísica y evolución estelarr
investigación
Parámetros estelares básicos
DISTANCIAS ESTELARES
El hecho de que las distancias a los objetos celestes sean tan grandes, nos lleva a definir unidades
especiales de medida de manera que los números que manejemos sean razonables. Las tres más usuales
son:
•Unidad Astronómica (UA): es la distancia media Tierra-Sol y equivale, aproximadamente, a
150.000.000 Km. Es útil cuando hablamos de distancias en el Sistema Solar o en las proximidades de otras
estrellas.
• Año-luz: es la distancia que la luz recorre en un año. A una velocidad de, aproximadamente, 300.000
km/s, la distancia recorrida por la luz en un años resulta ser 9.5 billones de kilómetros. Esta unidad de
media es utilizada cuando hablamos de distancias entre las estrellas de una galaxia.
• Pársec (pc): es la distancia bajo la cual una Unidad Astronómica (que equivale aproximadamente al
radio de la órbita de la Tierra alrededor de Sol) se ve bajo un ángulo de 1”. Equivale a 3.26 años-luz y se
utiliza también para distancias entre estrellas de una galaxia y para distancias entre galaxias. Cuando las
distancias son muy grandes se usa el kilopársec (kpc), que equivale a mil parsecs, o el Megapársec (Mpc)
que equivale a un millón de parsecs.
ESPECTRO ELECTROMÁGNETICO
Los objetos emiten luz de diferentes colores. Podemos entender la luz como una onda que se propaga
a una velocidad de 300.000 km/s. La distancia entre dos crestas sucesivas de la onda se denomina longitud
de onda. Dado que las longitudes de onda son muy pequeñas, se suelen medir en Angstroms (1 Å = 10-8
cm) o en nanómetros (1 nm = 10-7 cm). Los diferentes colores de la luz corresponden a ondas de diferente
longitud de onda. La longitud de onda va desde unos pocos Angstroms que se denomina rayos X, hasta
centímetros o metros en el dominio de las denominadas ondas de radio. La luz visible para el ojo humano
es aquella cuya longitud de onda está comprendida entre 4000 y 7000 Å, aproximadamente.
La cantidad de luz que un objeto celeste emite en los diferentes rangos de longitud de onda depende de
los procesos físicos, y de la energía involucrada en los mismos, que ocurran en ese objeto. Fenómenos que
involucren altísimas temperaturas emitirán en rayos X mientras que procesos en los que las temperaturas
sean más bajas emitirán luz visible, infrarroja o radio.
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Si nos fijamos en las estrellas que vemos a simple vista observaremos que no todas tienen el mismo
color. En algunos casos, las estrellas aparecen blancas, en otros más rojizas y en otros, como es el caso del
Sol, aparecen amarillas. El parámetro básico que define el color de una estrella es su temperatura superficial
que, asimismo, es la que define en que longitud de onda la estrella emite el máximo de radiación. Para
temperaturas de unos pocos miles de grados (1000 – 3000 K) el máximo de radiación se emite en el rojo
o infrarrojo y estas estrellas se verán rojizas. Para temperaturas superficiales en torno a los 5000 – 6000 K,
las estrellas tendrán un color amarillo, como es el caso del Sol. A medida que la temperatura superficial
aumenta (10.000 – 30.000 K) el máximo de emisión se desplaza hacia el azul llegando, en las estrellas más
calientes, hasta el ultravioleta.
En este contexto es interesante mencionar la Ley de Desplazamiento de Wien, que nos da la longitud
de onda a la cual una estrella de una temperatura superficial dada, tiene el máximo de emisión
λmax (m) x T(K) = 0.002898
Donde λmax es la longitud de onda del máximo de radiación, medida en metros, y T es la temperatura
superficial medida en K. En la figura que acompaña se puede ver una representación gráfica de esta ley,
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El interés de esta ley es que nos permite conocer la temperatura aproximada de una estrella si logramos
ver su color.
Ley
de
Desplazamientio de Wien. Nos da la longitud de onda donde una estrella
de temperatura T tiene su máximo de emisión
MAGNITUDES ESTELARES
La magnitud que de forma más directa podemos medir de una estrella es su brillo. A simple vista
apreciamos que unas estrellas son más brillantes que otras y que, de una manera primitiva, podemos
establecer una escala sin más que comparar el brillo de una estrella con el de las demás. Para formalizar
esta escala y hacerla universal, Pogson definió en 1856 una escala que relacionaba el brillo y magnitud de
una estrella de tal manera que una diferencia de cinco magnitudes entre dos estrellas correspondiese a
una diferencia de 100 en el brillo y, además, que a mayor magnitud la estrella fuese más débil. En términos
matemáticos, las magnitudes vienen definidas de la siguiente manera:
m1 – m2 = -2.5 x log (b1/b2)
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Donde m1 y m2 son las magnitudes de las estrellas 1 y 2, y b1 y b2 son los brillos de las mismas
(estrictamente son los flujos observados en unidades de energía por unidad de tiempo, por unidad de
superficie y por unidad de longitud de onda). Con el fin de establecer el cero de la escala, se considera por
definición que la estrella Vega (α Lyra) tiene m = 0. Así, las estrellas más débiles que Vega tiene magnitud
positiva y las más brillantes tienen magnitud negativa.
El brillo de una estrella depende de la zona del espectro electromagnético donde se mida. Esto es
debido, básicamente, a la temperatura superficial de la estrella, tal como hemos visto antes. Por lo tanto,
a la hora de hablar de la magnitud (o brillo) de una estrella habrá que referirse a la zona concreta del
espectro donde se mide el brillo. Por ejemplo, dentro de la región visible del espectro, podemos definir
tres bandas denominadas Ultravioleta (U), Azul (B) y Visible (V) centradas en 3650 Å, 4400 Å y 5500 Å,
respectivamente. A partir de estas magnitudes, se define el índice de color (U-B) o (V-B) que es la resta
entre las magnitudes en dos bandas dadas.
Las magnitudes definidas en los párrafos anteriores se denominan magnitudes aparentes porque son
las que medimos desde la Tierra. El hecho de que una estrella A aparezca más débil que otra B, no implica
necesariamente que la cantidad de energía que emite A sea menor que la que emite B: puede ser que A
esté mucho más lejos que B y, por lo tanto, sea aparentemente más débil. Para soslayar el problema de la
distancia y poder comparar el brillo intrínseco de las estrellas, se define la Magnitud Absoluta (denotada
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por M) que es la magnitud que una estrella tendría si estuviese a la distancia de 10 pc. La relación entre la
magnitud aparente y la magnitud absoluta viene dada por la expresión:
m – M = 5 · log d(pc) – 5
Donde d es la distancia a la estrella medida en pc. (m – M) se denomina módulo de distancia puesto
que sólo depende de la distancia.
FUENTES DE ENERGIA ESTELAR
Si bien conocemos la definición típica de estrella como un objeto que emite luz propia, una definición
más exacta sería la de una esfera de plasma (estado gaseoso de la materia en el que coexisten átomos,
iones y electrones) que genera su propia energía por procesos de fusión nuclear estables en (o alrededor
de) el núcleo de la estrella. Una estrella se encuentra en equilibrio hidrostático. Por una parte, en ella
actúa la fuerza de la gravedad que hace que la materia tienda a concentrarse en el centro. Por otra parte,
la energía generada en el interior de la estrella contrarresta la fuerza de la gravedad. Esta relación de
equilibrio se cumple en cada punto de una estrella. Todavía más, como veremos a continuación, la fuente
de energía cambia con el tiempo, lo que está directamente relacionado con la evolución estelar y con las
diferentes fases evolutivas por las que atraviesa un estrella en el transcurso de su vida. En todo momento,
la estrella reaccionará tratando de mantener el equilibrio hidrostático.
En cada punto de una estrella, la fuerza de la gravedad (flechas azules) se
compensa con la presión ejercida por los gases calientes en el interior (flechas
rojas). Como resultado, la estrella se encuentra en equilibrio.
El origen de la luz emitida por las estrellas fue siempre un misterio para el cual se propusieron varias
soluciones a lo largo de la historia. Éstas abarcaban desde la combustión de carbón o petróleo hasta la
energía generada por la contracción gravitacional. Sin duda, la contracción gravitacional juega un papel
importante durante las primeras etapas de la formación de una estrella (ver a continuación). Sin embargo,
si la contracción gravitacional fuese la única fuente de energía, los cálculos indican que las estrellas no
vivirían más que unas pocas decenas de millones de años, en contradicción con las observaciones. Por
ejemplo, sabemos que la edad de la Tierra es de unos 4.500 millones de años por lo que el Sol, incluso
suponiéndolo mucho mayor en el pasado, no pudo ni puede generar su energía de la simple contracción
gravitacional durante tanto tiempo.
Hoy en día sabemos que la fuente de energía de las estrellas son las reacciones nucleares que ocurren
en su interior. Las condiciones físicas extremas de presión y temperatura que reinan en el núcleo de
una estrella permiten la fusión de los núcleos atómicos en otro núcleo que tiene una masa menor que
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los núcleos iniciales por separado. La diferencia de masa entre los núcleos iniciales y el núcleo final se
transforma en energía según la bien conocida ecuación de Albert Einstein δE = δm·c2, donde δm es la
diferencia de masa entre los núcleos iniciales y el final, δE es la diferencia de energía, y c es la velocidad
de la luz.
Dado que el Hidrógeno es el constituyente más abundante del universo, la reacción nuclear que
domina durante la mayor parte de la vida de una estrellas es la transformación de núcleos de Hidrógeno
en núcleos de Helio. Para que se produzca esta reacción, son necesarias temperaturas del unos 15
millones de grados. De hecho, este es el proceso que tiene lugar actualmente en el interior del Sol. Sin
embargo, no es el único ocurre en el interior de las estrellas a lo largo de su vida. El Helio también se puede
fusionar en el interior estelar, aunque, en este caso, se requieren temperaturas del orden de 100 millones
de grados y el resultado es la producción de núcleos de Carbono y Oxígeno. Para estrellas con masas
menores de unas 8 masas solares, la temperatura en el interior no va a llegar a alcanzar los 600 millones
de grados necesarios para que se fusione el Carbono y, por la tanto, las reacciones nucleares de fusión del
Carbono no tendrán lugar en ellas. Su destino final será el pasar por una fase breve denominada Nebulosa
Planetaria para acabar como una Enana Blanca. Si la masa de estrella es mayor que unas 8 masas solares, la
temperatura del interior puede llegar hasta los 600 millones de grados y el Carbono se podrá fusionar. Si
la temperatura aún se eleva hasta los 1.000 millones de grados también comenzará la fusión del Oxígeno.
Estas reacciones dan lugar a elementos como el Magnesio, Sodio, Azufre, Fósforo, Níquel, Titanio, Cromo,
los cuales de forma inevitable conducen a la producción de Hierro en el centro de la estrella. El Hierro
también tiende a fusionarse, pero, a diferencia de otros elementos, necesita energía para ello que obtiene
del entorno. Al faltar energía desde el interior, ´es la fuerza de la gravedad la que domina y la estrella
masiva colapsa sobre si misma, generando a continuación una explosión de supernova.
Es importante mencionar que las reacciones de fusión nuclear son extraordinariamente complejas. En
ellas no sólo intervienen los núcleos iniciales y los finales, sino que en estas reacciones se generan diversas
partículas elementales (neutrino, fotones, neutrones) y otros elementos pesados como el Nitrógeno,
Oxígeno, Calcio, Hierro y, de hecho, todos los elementos químicos. Al final de la vida de las estrellas,
con independencia de su masa, la mayor parte de la materia estelar se eyecta al medio interestelar. Esta
materia contendrá los elementos pesados que se formaron en el interior estelar, de tal forma que el medio
interestelar se enriquecerá en estos elementos. Es, precisamente, a partir de este medio enriquecido
del cual se formarán nuevas estrellas en un proceso que puede llevar consigo la formación de planetas
alrededor de las mismas. Así, podemos concluir que todos los elementos pesados que existen en la Tierra,
incluyendo los que forman parte de los seres humanos, se debieron formar en el interior de las estrellas.
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EVOLUCIÓN ESTELAR
El duración de la vida de las estrellas excede con mucho el tiempo de vida de un ser humano e, incluso,
de la especie humana. Si sabemos que las estrellas nacen, evolucionan y mueren es gracias a la enorme
cantidad de ellas que existen y que nos ofrecen la posibilidad de observar todas las etapas de su vida.
El parámetro básico que marca tanto el final de la vida de una estrella como el ritmo a que se produce
su evolución, es la masa. Por una parte, podemos hablar de estrellas de masa pequeña e intermedia
como aquellas con masas menores de unas 8 – 10 masas solares. Por otra parte, consideraremos estrellas
masivas aquellas que tienen masas superiores a unas 8 – 10 veces la masa del Sol. Las estrellas de masa
pequeña e intermedia acabarán su vida como Enanas Blancas, mientras que las estrellas masivas acabarán
su vida como una Estrella de Neutrones o un Agujero Negro después de una explosión de Supernova .
Igualmente, contra mayor sea la masa de una estrella, más rápido se sucederán los cambios y menor será
su ciclo vital. En el caso de una estrella con una masa solar, como el Sol, la duración de su vida se estima
en unos 10.000 millones de años hasta llegar a la fase de Enana Blanca. Este tiempo de vida se reduce a
unos pocos miles de millones de años para una estrella de unas tres masas solares.
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ETAPAS EVOLUTIVAS DE UNA ESTRELLA
ççFormación estelar. Las estrellas se forman en grandes nubes interestelares compuestas de
gas, moléculas y otros compuestos. Estas regiones se conocen con el nombre de Regiones de Formación
Estelar. El proceso por el cual se empieza a contraer una nube no es conocido del todo. En cualquier caso,
en algún punto de la nube comienza a agruparse materia por medio de la atracción gravitacional. Esta
agrupación de materia irá formando una proto-estrella que generará su energía a partir de la contracción
gravitacional. La presión y la temperatura van aumentando en el centro de la proto-estrella hasta que
alcanzan valores adecuados para que pueda iniciarse la fusión del Hidrógeno en Helio. En este momento
decimos que ha nacido una estrella y la estrella entra en la fase denominada Secuencia Principal. Como
consecuencia de esta definición, la fase en la que la estrella se está contra yendo se denomina PreSecuencia Principal. El tiempo de formación de una estrella, es decir, la fase de contracción, puede durar
varias decenas de millones de años.
La nebulosa de Orión, una región de formación estelar en la cual se están formando
estrellas en todo un rango de masas, desde estrellas muy poco masivas y frías hasta
estrellas masivas y calientes que iluminan el gas circundante.
El proceso de formación de una estrella no es un proceso tranquilo. Durante esta fase de formación de
una estrella tienen lugar hechos relevantes. Por una parte, la propia física de la formación de una estrella
requiere que, en las etapas iniciales, se forme un disco (disco de acreción) alrededor de la proto-estrella
a través del cual ésta va acreciendo materia. Estos discos son los embriones de sistemas planetarios
similares al que acompaña al Sol. Hoy en día, la existencia de estos discos es un hecho constatado con
las observaciones. Además, ya se han identificado más de 800 estrellas que están acompañadas de uno o
varios planetas (para saber más ver http://exoplanet.eu/catalog.php).
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Discos proto planetarios
alrededor de estrellas en
formación en la constelación de
Orión. La silueta de estos discos,
opacos y fríos, aparece resaltada
contra el fondo brillante de las
nebulosa.
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Disco alrededor de
β Pictories. La luz de la
estrella (punto negro en el
centro) se ha bloqueado
para permitir observar
su entorno que es mucho
menos brillante. En las
regiones centrales se
distingue un planeta
(punto blanco señalado),
denominado β Pic b,
que tiene unas 9 veces
la masa de Júpiter. La
imagen muestra dos
observaciones hechas en
dos épocas diferentes para
ver el cambio de posición
del planeta.
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El sistema planetario detectado
en la estrella HR8799. La estrella
está en el centro y su luz se ha
bloqueado para permitir la
observación de los cuatro planetas
detectados y denotados b, c, d, y
e. En la esquina inferior derecha
tenemos una escala que nos
permite un comparación directa
con el sistema planetario que
acompaña al Sol.
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Otro aspecto importante en el proceso de formación de una estrella es el fenómeno de la eyección de
materia, que ocurre simultáneamente al de acreción. La forma en que se eyecta la materia viene gobernada
por poderosos campos magnéticos en el
disco de acreción dando como resultado
la eyección de chorros de materia muy
colimados y con altas velocidades (100 –
500 km/s). Estos chorros interaccionan con
la materia en la nube produciendo ondas
de choque y creando una fenomenología
típica de las regiones de formación estelar.
En concreto, se pueden identificar los
denominados Objetos Herbig-Haro (en
honor a sus descubridores George Herbig y
Guillermo Hara), nebulosidades que brillan
por el choque de un chorro colimado y,
en consecuencia, trazan la presencia de
proto-estrellas en las cercanías.
Chorro colimado asociado a una protoestrella. La proto-estrella esta situada en
medio de las dos nebulosidades rojas. En la
cabeza del chorro se distingue (zona rojiza)
el objeto Herbig-Haro HH111, que traza el
lugar del impacto del chorro contra el medio
circundante. Además, se pueden distinguir
una serie de pequeños choques internos
(zonas más brillantes) dentro del chorro.
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ççFase de secuencia principal. Una vez que la temperatura y presión en el centro de la
estrella son suficientes para que se inicie el proceso de fusión del Hidrógeno, la proto-estrella se
convierte en una estrella. El inicio de la fusión nuclear del Hidrógeno en Helio genera energía interna
que detiene la contracción gravitacional y la estrella alcanza el equilibrio hidrostático. Esta fase evolutiva,
denominada Secuencia Principal, es la fase en la cual una estrella pasará la mayor parte de su vida, dado
que el Hidrógeno es el constituyente principal de las estrellas El Sol se encuentra en esta etapa, así como
la mayoría de las estrellas que podemos ver a simple vista, y se estima que estará en ella unos 10.000
millones de años. Como se ha mencionado antes, la vida de una estrella depende fundamentalmente de
su masa. En el caso de la Secuencia Principal, en la que el combustible es el Hidrógeno, contra mayor sea
la masa de la estrella, más altas serán las temperaturas y presiones en su interior, por lo que la combustión
del Hidrógeno se llevará a cabo a un ritmo mayor disminuyendo con ello la vida de una estrella en esta
fase.
Imagen del Sol con manchas. El Sol es una estrella de tipo mediano con una
temperatura superficial de unos 5800 K. Las machas son zonas más frías de la
fotosfera y están relacionadas con la actividad interna y los campos magnéticos
en el Sol.
ççFase de gigante roja. Las grandes transformaciones de una estrella camino de su final
comienzan cuando el Hidrógeno se ha agotado en el núcleo estelar. Las regiones más internas de la
estrella consisten ahora de un núcleo de Helio rodeado de una capa de Hidrógeno. La temperatura en el
núcleo no es suficiente para iniciar la fusión del Helio por lo que el núcleo comienza a contraerse. Por otra
parte, en la capa de Hidrógeno la temperatura es aun suficientemente alta como para que continúe la
fusión del Hidrógeno. Así, desde el interior existen dos aportes de energía: el de la fusión del Hidrógeno y
el debido a la contracción del núcleo. Con el fin de conservar el equilibrio hidrostático, la estrella aumenta
su tamaño hasta que la atracción gravitatoria compense la energía interna. El hecho de que la superficie
estelar se encuentra ahora más alejada del núcleo lleva consigo una disminución de la temperatura
superficial y la estrella emitirá su luz más al rojo. Decimos que la estrella se ha convertido en una Gigante
Roja.
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El Sol alcanzará la etapa de Gigante Roja dentro de unos 5.000 millones de años, cuando el Hidrógeno
se haya agotado en su núcleo. Los modelos teóricos sugieren que el Sol se hinchará hasta llenar la órbita
de Venus o, incluso llegará hasta la de la Tierra, y su temperatura superficial descenderá hasta los 3700 –
4000 K. Para una estrella como el Sol, la duración de la fase de gigante puede ser del orden de unos 100
millones de años.
ççRama Horizontal de las Gigantes. La entrada en esta fase viene determinada por el
inicio de la combustión del Helio en el núcleo de la estrella. La contracción del núcleo iniciada en la fase
de gigante ha dado como resultado un incremento de temperatura en el núcleo. Cuando esta alcanza los
100 millones de grados, el Helio se puede fusionar en Carbono. Durante esta etapa, el radio de la estrella
disminuye ligeramente y la temperatura superficial aumenta de nuevo. La duración de esta fase para una
estrella como el Sol se estima en unas decenas de millones de años.
ççLa Rama Asintótica de las Gigantes. El proceso iniciado con el Hidrógeno en el núcleo
se repite ahora con el Helio. Una vez agotado el Helio en el núcleo de la estrella y formado un núcleo
de Carbono. De manera similar a lo que sucedió con el Hidrógeno, el Helio se comienza a fusionar en
una capa alrededor del núcleo. El aporte de energía desde el interior es ahora mucho mayor y la estrella
aumenta su tamaño mucho más que en la fase de Gigante Roja. Al mismo tiempo, las capas exteriores
alcanzan temperaturas menores que en la fase de Gigante Roja. Asimismo, también el Hidrógeno puede
fusionarse en una capa que rodea a la capa donde se fusiona el Helio. La posibilidad de que ocurran,
alternativamente, la fusión del Hidrógeno y la fusión Helio en dos capas diferentes da lugar a pulsos
térmicos capaces de eyectar materia de la estrella. Este fenómeno de pérdida de masa da como resultado
la formación de una envoltura densa alrededor de la estrella que se expande a una velocidad de unos
10 – 20 km/s. En la Rama Asintótica de las Gigantes, la pérdida de masa puede alcanzar valores de hasta
0.001 masas solares por año. La duración de esta fase es de unos cientos de miles de años.
ççNebulosas Planetarias y Enanas Blancas. El final de las estrellas poco
masivas. Las estrellas con masas menores de unas 8 veces la masa del Sol no alcanzarán en su
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núcleo la temperatura necesaria para fusionar el Carbono. El proceso de perdida de masa iniciado en
la Rama Asintótica de las Gigantes continuará hasta que queden expuestas las capas de la estrella con
una temperatura de unos 30.000 K. En este momento, la radiación estelar tendrá energía suficiente para
iluminar la envoltura eyectada previamente y arrancar electrones a los átomos en un proceso conocido
como fotoionización. La envoltura
brillará y decimos que se ha formado
una Nebulosa Planetaria. El nombre nada
tiene que ver con planetas sino que es
debido a la forma, similar a un planeta,
que presentaban estos objetos cuando
se veían con los telescopios de finales
del siglo XIX. El objeto consiste ahora
de un estrella caliente, que corresponde
prácticamente al núcleo de la estrella
inicial, rodeado de una envoltura
brillante en expansión.
Imagen de la nebulosa planetaria Abel
39. La nebulosa presenta simetría circular
y debe corresponder a una esfera en
expansión. La estrella central se encuentra
en el centro geométrico de la nebulosa.
La materia que constituye la nebulosa fue
antes parte de la atmósfera de la estrella.
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Imagen infrarroja obtenida con el
Telescopio Espacial Spitzer de la nebulosa
planetaria de la Hélice (NGC 7293).
Situada a unos 700 años-luz de distancia,
la nebulosa de la Hélice es una de las
nebulosas planetarias más cercanas y, por
la tanto, representa un caso interesante
de estudio por los detalles que se pueden
observar en ella. A diferencia de Abell 39,
la Hélice no presenta simetría esférica,
indicado que los procesos de eyección
de masa en la fase de gigante han sido
complejos.
Imagen de la nebulosa planetaria NGC
2392 (la nebulosa del Esquimal) obtenida
con el Telescopio Espacial Hubble. La
estructura de NGC2392 es enormemente
compleja e indica que, en su formación,
han intervenido diferentes procesos de
eyección de masa probablemente en
momentos diferentes. Hoy en día no
existe un consenso sobre cómo se ha
podido formar una nebulosa planetaria
de este tipo.
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Imagen de la Nebulosa Planetaria
NGC6778. Se pueden distinguir dos
pares de chorros bipolares en diferentes
orientaciones y una envoltura interna
muy distorsionada. El análisis de NGC6778
sugiere que los chorros han interaccionado
con la envoltura fragmentándola
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Las observaciones demuestran que la mayoría de las Nebulosas Planetarias no son circulares,
sino que tienen geometrías elípticas o tipo reloj de arena, y pueden contener múltiples estructuras.
Además, existen evidencias en muchas de ellas de chorros colimados de alta velocidad. Estos resultados
contrastan con el hecho de que las envolturas de las Gigantes Rojas sí son esféricas. Hoy en día se piensa
que muy al final de la Rama Asintótica de las Gigantes o durante la transición a Nebulosa Planetaria, se
generan chorros de alta velocidad que interaccionan con la envoltura esférica y la deforman, dando
como resultado las geometrías no esféricas observadas en las Nebulosas Planetarias. El origen de estos
chorros es controvertido y puede estar relacionados con la evolución de estrellas binarias, con campos
magnéticos o con ambos fenómenos.
Las envolturas brillantes de las Nebulosas Planetarias acabarán diluyéndose en el medio interestelar
a medida que se expanden. El tiempo de vida de una Nebulosa Planetaria es de unas pocas decenas
de miles de años, un suspiro comparado con el
tiempo que la estrella ha permanecido en otras
fases de su evolución.
Cuando la envoltura de la Nebulosa Planetaria
ya no se pueda observar, lo que permanecerá
visible será el núcleo de la estrella original con
temperaturas superficiales que pueden llegar
a los 200.000 K. Esta fase se denomina Enana
Blanca y corresponde a la fase de muerte de
la estrella en la que ya no existen reacciones
nucleares. La estructura de una Enana Blanca
depende de los procesos que hayan tenido lugar
al final de la evolución de la estrella. El inmenso
calor acumulado en su interior se radiará al
espacio a medida que la estrella se enfría, hasta
que no pueda ser detectada. El tiempo de
enfriamiento de las Enanas Blancas es enorme
y, probablemente, mayor que la edad actual del
Universo, unos 13.000 millones de años.
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Estructura de los diferentes tipos de Enanas Blancas. En todos los casos, el núcleo está
constituido por Carbono y Oxígeno. En el caso de las denominadas PG1159, este núcleo es lo
único que queda. En el caso de las denominadas DO el núcleo está rodeado por una capa de
Helio ionizado (átomos de Helio sin un electrón) casi puro. En el caso de las DB la capa superficial
es de Helio neutro puro, mientras que en las DA la capa de Helio está rodeada, a su vez, por otra
capa superficial de Hidrógeno puro.
ççMás reacciones nucleares. Supernovas y el final de las estrellas masivas.
Las estrellas más masivas de unas 8 – 10 masas solares tienen un final muy distinto. En estas estrellas, el
núcleo de Carbono si alcanza temperaturas suficientes, de hasta 1.000 millones de grados, para que este
elemento pueda fusionarse. A medida que se forman nuevos elementos en el núcleo, la temperatura no
es suficiente para fusionar los nuevos elementos y el núcleo se contrae. De esta forma vuelve a aumentar
la temperatura del núcleo y se puede producir de nuevo la fusión de los siguientes elementos. De hecho,
la fusión del Carbono continuará con la del Neón, Oxígeno y Silicio para formar un núcleo de Hierro. La
estrella tiene en estos momentos una estructura formada por diversas capas de fusión, que se asemeja
a una cebolla.
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Estructura tipo “cebolla” de una
estrella masiva antes de su final como
una supernova. Las diferentes capas
se indican con el elemento que se
fusiona en ellas. La representación
no está a escala: las capas tienen,
aproximadamente el tamaño de la
Tierra, mientras que la estrella puede
tener un radio similar al de la órbita de
Júpiter.
Estas capas alrededor del núcleo tienen un radio similar al de la Tierra mientras que la atmósfera de la
estrella tiene un radio como el de la órbita de Júpiter. El Hierro tratará de fusionarse pero, en este caso, la
reacción no produce energía sino que necesita energía de su entorno, con lo cual el núcleo no generará
energía para sustentar las capas superiores que colapsarán rápidamente y la estrella explotará como una
Supernova. En esta explosión se lanza al espacio, a velocidades de miles de km/s, casi toda la materia de la
estrella, excepto la parte más densa del núcleo. Como ejemplo, diremos que una estrella de unas 25 veces
la masa del Sol, expulsara en la explosión de supernova unas 24 masas solares, quedando una Estrella
de Neutrones en el centro con una masa similar a la del Sol. Bajo ciertas condiciones, la masa del núcleo
remanente puede ser mayor y el residuo de la explosión será un Agujero Negro.
- 14 La nebulosa del Cangrejo es
el resultado de la explosión de
Supernova de una estrella masiva.
El remanente del núcleo (punto
blanco en el centro del objeto) es
una estrella de neutrones que gira a
30 vueltas por segundo. Este tipo de
estrellas de neutrones se denominan
Púlsares.
Taller de Astronomía en las Ciencias del Mundo Contemporáneo:
Fundamentos básicos y prácticas
Parámetros básicos en astrofísica y evolución estelar.
Magnitudes, temperaturas y colores de las estrellas.
Formación, evolución y muerte de las estrellas
Autor:
Luis Felipe Miranda Palacios.
CSIC (Consejo Superior de Investigaciones Cientificas)
y Universidad de Vigo. Doctor en Astrofísica.
Divulgador científico.
FC3 Fundación CEO Ciencia e Cultura.
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