Las Estrellas y su Destino...

En general, cuanto mayor sea una estrella, más corta su vida, aunque las estrellas más masivas viven miles de millones de años. Cuando una estrella ha fundido todo el hidrógeno en su núcleo, dejan de tener reacciones nucleares. Privados de la producción de energía necesaria para apoyarlo, el núcleo comienza a derrumbarse a sí mismo y se convierte en mucho más caliente. El hidrógeno que  está todavía disponible fuera del núcleo, así que continúa de fusión de hidrógeno en una capa que rodea el núcleo. El núcleo cada vez más caliente también empuja las capas externas de la estrella hacia fuera, haciendo que se expanda y enfrie, transformando la estrella en una gigante roja.

 

Si la estrella es lo suficientemente masiva, el núcleo colapso puede calentarse lo suficiente como para soportar más exóticas reacciones nucleares que el helio y producir una variedad de elementos más pesados hasta hierro. Sin embargo, tales reacciones ofrecen sólo un respiro temporal. Incendios nuclear interna de la estrella progresivamente cada vez más inestables - a veces quema furiosamente, otras veces morir hacia abajo. Estos cambios provocan que la estrella pulsan y deshacerse de sus capas exteriores, sí envuelto en un capullo de gas y polvo. Lo que sucede después depende del tamaño del núcleo.

 

Estrellas promedio convertiendose en enanas blancas

El promedio en estrellas como el Sol, el proceso de expulsar sus capas exteriores continúa hasta que quede expuesto el núcleo estelar. Esta muerto, pero todavía ferozmente calienta ceniza estelares esto se llama a una enana blanca. Las Enanas blancas, que son aproximadamente del tamaño de nuestra Tierra a pesar de que contiene la masa de una estrella, una vez habían desconcertado a los astrónomos-¿por qué no se derrumbó más? ¿Qué fuerza soporta la masa del núcleo? La mecánica cuántica proporciona la explicación. Presión de rápido movimiento de electrones mantiene estas estrellas del derrumbe. El más masivo el núcleo, el más denso el blanco enano está formado. Por lo tanto, cuanto menor sea una enana blanca  de diámetro, más grande es en masa! Estas estrellas paradójicas son muy comunes - nuestro propio Sol será una enana blanca miles de millones de años a partir de ahora. Las Enanas blancas son intrínsecamente muy débiles porque son tan pequeñas y, a falta de una fuente de producción de energía, descoloran en el olvido, como poco a poco se enfrian.

 

Este destino espera sólo a las estrellas con una masa hasta aproximadamente 1,4 veces la masa de nuestro Sol sobre esa masa, la presión de electrones no puede apoyar el núcleo contra otro colapso.

 

Las Enanas blancas están entre las estrellas más tenue en el Universo. Aun así, ha mandado a la atención de los astrónomos desde la primera Enana Blanca fue observada por telescopios ópticos de mediados del siglo XIX. Una de las razones de ese interés es que las Enanas Blancas representan un estado intrigante de la materia; otra razón es que la mayoría de las estrellas, incluyendo nuestro Sol, se convertirá en enanas blancas cuando llegan a su estado de colapso final, quemada.

 

Imagen crésito Chandra.

 

Estas estrellas sufren un destino diferente, como se describe a continuación.

 

Las Enanas blancas pueden convertirse en Novas:

 

Si una enana blanca se forma en un sistema de estrella múltiple o binaria, puede experimentar una desaparición más azarosa como una nova. Nova es latín para "nuevo" - Novas se creía ser nuevas estrellas. Hoy en día, entendemos que de hecho, son estrellas muy viejas - enanas blancas. Si una enana blanca es lo suficientemente cerca de una estrella compañera, su gravedad puede arrastrar materia - en su mayoría hidrógeno - de las capas externas de esa estrella sobre sí mismo, construyendo su capa superficial. Cuando ha acumulado suficiente hidrógeno en la superficie, se produce una explosión de la fusión nuclear, causando que la enana blanca se ilumine sustancialmente y expulsa el material restante. Dentro de unos días, el brillo disminuye y el ciclo comienza de nuevo. A veces, particularmente masivas enanas blancas (aquellos cerca del límite de masa solar 1,4 mencionados anteriormente) puede acumular masa tanto de la manera que se contraer y explota completamente, convirtiéndose en lo que se conoce como una supernova.

 

Las supernovas dejan atrás estrellas de neutrones o agujeros negros:

 

Las Estrellas de la secuencia principal más de ocho masas solares están destinadas a morir en una explosión titánica llaman una supernova. Una supernova no es meramente una nova más grande. En una nova, sólo la superficie de la estrella explota. En una supernova, núcleo de la estrella se contrae y luego explota. En estrellas masivas, una serie compleja de reacciones nucleares que conduce a la producción de hierro en el núcleo. Habiendo logrado el hierro, la estrella ha escurrido toda la energía que puede salir de la fusión nuclear - reacciones de fusión que elementos más pesados que el hierro realmente consumen energía en lugar de producirla. La estrella ya no tiene ninguna manera para soportar su propio peso, y el núcleo de hierro se derrumba. En cuestión de segundos el núcleo disminuye de aproximadamente 5000 millas a través de a sólo una docena, y la temperatura espigas 100 mil millones de grados o más. Las capas externas de la estrella inicialmente comienzan a derrumbarse junto con el núcleo, pero con la enorme liberación de energía de rebote y se arrojan violentamente hacia afuera. Las supernovas producen la liberación de una cantidad casi inimaginable de energía. Durante un período de días o semanas, una supernova puede eclipsar una galaxia entera. Asimismo, todos los elementos naturales y una rica variedad de partículas subatómicas son producidas en estas explosiones. En promedio, una explosión de supernova ocurre más o menos una vez cada cien años en una galaxia típica. Alrededor de 25 a 50 supernovas se descubren cada año en otras galaxias, pero están demasiado lejos para ser vistas sin un telescopio.

 

Estrellas de neutrones:

 

Si el núcleo estelar colapso en el centro de una supernova contiene entre unos 1.4 y 3 masas solares, el colapso continúa hasta electrones y protones se combinan para formar neutrones, produciendo una estrella de neutrones. Las Estrellas de neutrones son increíblemente densas - similar a la densidad de un núcleo atómico. Porque contiene tanta masa embalada en un volumen tan pequeño, la gravitación en la superficie de una estrella de neutrones es inmensa. Como las estrellas enanas blancas arriba, si la forma de una estrella de neutrones en un sistema de estrella puede acumularse gas por pelar apagado cualquier compañera cercana. El explorador de sincronización de rayos x de Rossi ha capturado las emisiones de rayos x  delatando gas arremolinadas a pocos kilómetros de la superficie de una estrella de neutrones.

 

Las Estrellas de neutrones también tienen poderosos campos magnéticos que puede acelerar partículas atómicas alrededor de sus polos magnéticos produciendo potentes haces de radiación. Esas vigas de barrido alrededor como vigas de searchlight masivas cuando la estrella gira. Si un haz de luz está orientado para que periódicamente apunte hacia la Tierra, observamos como regulares pulsos de radiación que se producen cuando el polo magnético barre pasado la línea de visión. En este caso, la estrella de neutrones es conocida como un púlsar.

 

Agujeros negros:

 

Si el núcleo estelar contraído es mayor que tres masas solares, se derrumba completamente para formar un agujero negro: un objeto infinitamente denso cuya gravedad es tan fuerte que nada puede escapar de su proximidad inmediata, ni luz. Dado que los fotones son lo que son nuestros instrumentos diseñados para ver, los agujeros negros sólo puede ser detectados indirectamente. Observaciones indirectas son posibles porque es tan poderoso que cualquier material cercano - a menudo las capas externas de una estrella compañera - es atrapado y arrastrado el campo gravitacional de un agujero negro. Como importa espirales en un agujero negro, forma un disco que se calienta a temperaturas enormes, emitiendo grandes cantidades de rayos x y rayos Gamma que indican la presencia de la compañera oculta subyacente.

 

De los restos, surgen nuevas estrellas:

 

El polvo y los escombros dejado por novas y supernovas eventualmente se mezclan con el gas interestelar circundante y el polvo, se enriquecen con los elementos pesados y compuestos químicos producidos durante la muerte estelar. Finalmente, los materiales son reciclados, proporcionando los cimientos para una nueva generación de estrellas y sistemas planetarios de acompañamiento.

 

 

Credito: Nasa Ciencia

 

Traducción: El Quelonio Volador