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Qué es una Estrella?

Particle Physics and Astronomy Research Council

Royal Greenwich Observatory
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Cuaderno de Información No. 7: 'Qué es una Estrella?'.


Qué es una Estrella?

La diferencia básica entre una estrella y un planeta, es que una estrella emite luz producida en su interior por 'combustión' nuclear, mientras que un planeta sólo brilla por la luz que pueda reflejar.

Parece haber un enorme número de estrellas que son visibles al ojo desnudo desde un sitio realmente oscuro, pero de hecho, el ojo sólo puede ver alrededor de dos mil estrellas en el cielo en un determinado momento. Podemos ver la luz no-resuelta de muchas miles más cuando vemos la Vía Láctea, y la luz de la Galaxia de Andrómeda que es visible al ojo, proviene de miles de millones de estrellas.

El Sol es nuestra propia estrella especial pero, entre las estrellas, es una estrella muy común. Hay estrellas mucho más brillantes, o más tenues, más calientes, o más frías que el Sol. Básicamente, sin embargo, todas las estrellas que podemos ver en el cielo son objetos similares al Sol.

El Sol (y cualquier otra estrella) es una gran bola de gases compactada por su propia gravedad. La fuerza de la gravedad está continuamente tratando de compactar al Sol hacia su centro, y si no hubiese otra fuerza contrarrestándola, el Sol colapsaría.


Cómo se originan las estrellas?

Las estrellas se forman a partir de concentraciones en gigantescas nubes de gases. Estas se contraen debido a su propia atracción gravitatoria. A medida que la nube se encoge, pierde parte de la energía almacenada en ella como energía potencial gravitatoria. Ésta es convertida en calor, que en los primeros tiempos de la estrella embrionaria puede escapar fácilmente, y así la nube de gas permanece fría. Al aumentar la densidad de la nube, se hace más difícil la salida para el calor, y así el centro se calienta. Si la nube es lo suficientemente grande, el aumento de la temperatura es suficiente para que ocurran reacciones nucleares. Esto genera más calor, y la ocurre la 'combustión' de hidrogeno en helio, como en el Sol. Desde ese momento el objeto es una estrella.


La temprana evolución de una estrella:

En sus primeras etapas la estrella embriónica está todavía rodeada de los restos de la nube de gas original, de la que se formó. En esta etapa los restos de la nube toman la forma de un disco alrededor de la estrella. La radiación de la estrella gradualmente disipa este disco, posiblemente dejando atrás un sistema de objetos menores; planetas.


Nota de ARVAL:
Vea Estrellas embriónicas emergen de Glóbulos Gaseosos en Evaporación (EGGs) y La Nebulosa de Orión en la Galería de ARVAL.


La Secuencia Principal:

La estrella ahora se establece en un largo período de estabilidad, mientras el hidrógeno en su centro es convertido en helio, liberando una enorme cantidad de energía. Esta etapa es la llamada etapa de la secuencia principal, haciendo referencia al clásico diagrama de Hertsprung-Russell (vea la gráfica abajo). La mayoría de las estrellas están en una banda bien definida en el diagrama, y el único parámetro que determina sus lugares en la banda, es la masa de cada estrella.

Mientras más masiva es una estrella, más rápidamente 'quema' su hidrógeno, y por lo tanto, mayor es su brillo, y es más grande y más caliente. La rápida conversión de hidrógeno en helio también implica que el hidrógeno se agota más pronto para las estrellas más masivas que para las de menor tamaño. Para una estrella como el Sol, la etapa en la secuencia principal dura cera de 10.000.000.000 años, mientras que una estrella 10 veces más masiva, será 10.000 veces más brillante, pero sólo durará 100.000.000 de años. Una estrella con un décimo de la masa del Sol solo tendrá 1/10.000 de su brillo, pero durará 1.000.000.000.000 años.


Evolución después de la secuencia principal:

No todas las estrellas evolucionan en la misma forma. Una vez más, es la masa de la estrella lo que determina cómo cambian.

Estrellas de masa mediana: Las estrellas de masa similar al Sol, 'queman' hidrogeno en helio en sus centros durante la fase de la secuencia principal, pero eventualmente no queda hidrógeno en sus centros para proporcionar la requerida presión de radiación que balancee la gravedad. Por lo tanto, el centro de la estrella se contrae hasta que haya calor suficiente para convertir helio en carbono. El hidrógeno en una capa más externa continúa 'quemándose' en helio, pero las capas externas de la estrella deben expandirse. Esto hace que la estrella sea más brillante y fría, y que se convierta en una gigante roja.

Durante la fase de gigante roja, una estrella con frecuencia pierde muchas de sus capas exteriores, que son aventadas por la radiación que viene de adentro. Eventualmente, en las estrellas más masivas del grupo, el carbono puede ser 'quemado' en elementos aún más masivos, pero eventualmente la generación de energía se agotará, y la estrella colapsará en una llamada 'enana blanca degenerada'.


Diagrama de Hertsprung-Russell

El diagrama de Hertsprung-Russell de las estrellas más cercanas y las más brillantes. El eje horizontal muestra la clase espectral y la temperatura; desde las estrellas más calientes a la izquierda, hasta las más frías a la derecha. El eje vertical muestra la luminosidad de las estrellas; con aquellas 10.000 veces más brillantes que el Sol, arriba, y aquellas con sólo 1/10.000 de su brillo, abajo.

Estrellas de pequeña masa: Nuestros conocimientos sobre la evolución de estas estrellas son puramente teóricos, porque sus secuencias principales duran más que la edad actual del universo, así que ninguna de las estrellas en este rango de masas ha evolucionado tanto!
Creemos que su evolución procederá como para las estrellas de masa mediana, a excepción de que la temperatura en su interior nunca se elevará lo suficiente como para que comience a 'quemarse' el helio. El hidrógeno continuará quemándose en una capa, pero eventualmente se agotará. La estrella entonces simplemente se hará más y más fría, terminando luego de unos 1.000.000.000.000 años como una 'enana negra'.

Estrellas de gran masa: Hay muy pocas estrellas con masas mayores que cinco veces la masa del Sol, pero su evolución termina en una forma muy espectacular. Como se dice arriba, estas estrellas pasan por sus etapas de evolución muy rápidamente, comparadas con el Sol. Como las estrellas de masa mediana, ellas 'queman' todo el hidrógeno en sus centros y continúan con una capa que 'quema' hidrógeno, y helio 'quemándose' en sus centros. Se hacen más brillantes y frías en su exterior, y son llamadas supergigantes rojas. El 'quemar' carbono puede desarrollarse en sus centros, y un complejo conjunto de capas 'quemadoras' de elementos puede desarrollarse hacia el final de la vida de la estrella. Durante esta etapa, se producirán en la estrella muchos diferentes elementos químicos, y la temperatura central se aproximará a los 100.000.000° K.

Para todos los elementos hasta el hierro, la adición de más nucleones a un núcleo produce energía, y así se produce una pequeña contribución al balance dentro de la estrella, entre la gravedad y la radiación. Añadir más nucleones al núcleo de hierro requiere energía, y así, una vez que el centro de una estrella consiste de hierro, no puede extraerse más energía. El centro de la estrella no puede resistir la fuerza de la gravedad, y una vez que comienza a contraerse, ocurrirá un rápido colapso.
Los protones y electrones se combinan para producir un centro compuesto de neutrones, y se libera una vasta cantidad de energía gravitatoria. Esta energía es suficiente para volar todas las partes exteriores de la estrella en una violenta explosión, y la estrella se convierte en una supernova. La luz de esta única estrella es entonces tan brillante como la de todas las otras 100.000.000.000 de estrellas en la galaxia. Durante esta fase explosiva, se forman todos los elementos con masas atómicas superiores a la del hierro y, junto con el resto de las regiones exteriores de la estrella, son volados al espacio interestelar. El núcleo central de neutrones queda como una estrella de neutrones, que podría ser un pulsar.

Lo que es notable acerca de esto, es que las primeras estrellas estaban compuestas casi por completo de hidrógeno y helio, y no había oxígeno, nitrógeno, o hierro, ni ninguno de los otros elementos que son necesarios para la vida. Estos fueron todos producidos dentro de estrellas masivas, y fueron todos esparcidos en todo el espacio por tales eventos de supernovas. Nosotros estamos hechos de materiales que han sido procesados al menos una vez, y probablemente varias veces, dentro de estrellas.

Vea también; 'El Sol' y 'Pulsares'


Producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.

PJA Miércoles Abril 17 13:28:41 GMT 1996

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Actualizada: Agosto 17 '97

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