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Muerte de las Estrellas |
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© 2003. Carlos Andrés Carvajal T. Estrellas de baja masa
Cuando una estrella de masa hasta 4 solares agota el hidrogeno en su núcleo, este se colapsa ocasionando un aumento de temperatura y el inicio de procesos de fusión de hidrogeno en el material que lo rodea, a esto se le denomina Shell hydrogen Burning. Estas nuevas reacciones ocasionan que las capas exteriores de la estrella se expandan para compensar el nuevo aumento de temperatura enfriando la estrella convirtiéndose en gigantes rojas. En el diagrama HR se dice que la estrella entra al brazo de las gigantes rojas. El helio que constituye el núcleo se ve enriquecido como resultado del shell hydrogen burning que le aporta grandes cantidades de nuevos átomos y eventualmente lo calienta tanto que lo lleva a iniciar la fusión del helio (core helium burning) en nuevos elementos químicos. Este inicio de la combustión de helio se lleva a cabo suavemente cuando la estrella tiene entre 2 a 3 masas solares pero cuando es mayor este inicia abruptamente denominándose a este evento Flash de Helio. El inicio de este proceso lleva al núcleo a expandirse y enfriarse disminuyendo la luminosidad de la estrella, la disminución en liberación de energía, sin embargo, produce con el tiempo que la estrella se contraiga nuevamente aumentando su temperatura, como la luminosidad cambia muy poco la estrella en el diagrama HR se mueve en el brazo horizontal. Las estrellas en esta zona tienen núcleos de fusión de helio rodeadas por capas de fusión de hidrogeno. La combustión de Helio produce núcleos de carbono y oxigeno. Después de millones de años prácticamente todo el helio se habrá convertido en estos dos elementos. Como las reacciones termonucleares cesan la temperatura cae y la estrella se contrae y solo es detenida la fuerza ejercida por la presión de los electrones degenerados, este aumento de presión aumenta la temperatura y abre el campo para que el helio remanente alrededor del núcleo se prenda ocasionando una shell helium burning. En este punto la historia se repite y la estrella vuelve a dilatarse y nuevamente pasa a ser una gigante roja pero en este caso con una luminosidad mucho mayor. En este estado estas estrellas se conocen como Asymtotic Giant Branch Stars o AGB y su evolución en el diagrama HR sigue un brazo del mismo nombre. Estas estrellas están formadas por un núcleo de carbón oxigeno degenerado con una capa de fusión de helio rodeadas por una capa de fusión de hidrogeno, en la medida que la estrella se expande se enfría y limita la reacciones termonucleares. Durante estas fases la forma en que la estrella transporta su energía y pasa de trasportarla por difusión radiativa (radiación electromagnética) a convección. La convección que durante la secuencia principal solo trasporta la energía en la parte mas externa de la estrella en estos caso penetra hasta el núcleo y permite que se liberen lo metales producidos en el, de esta manera, las estrellas cuando se convierten en gigantes rojas por primera vez aumentan las concentraciones de carbono oxigeno e nitrógeno en las capas exteriores, posteriormente, cuando cesa la fusión de helio se altera aun mas las concentraciones de estos elementos en la superficie estelar. Durante su estado de AGP las estrellas poseen gran cantidad de moléculas de carbono en superficie y por eso se les conoce como estrellas de carbono. Nebulosa Planetaria
En el proceso de formación de una nebulosa planetaria sucede que la combustión de helio aumenta la presión y el hidrogeno remanente se contrae y calienta hasta el punto de generar nuevas fusiones en helio; este helio, cae a las capas que poseen helio para de nuevo disparar la fusión de helio en un Flash de helio, esta liberación de energía expande el hidrógeno enfriando para dar comienzo a un nuevo ciclo. A estas liberaciones de energía se les conoce como pulsos térmicos y se a calculado que ocurren cada 300.000 años. Al expulsar sus capas externas el núcleo de la estrella queda expuesto liberando gran cantidad de radiación ultravioleta que ioniza excita y expande el material liberado. Las nebulosas planetarias son muy comunes, se cree que sus gases se expanden a altas velocidades que pueden alcanzar los 10 a 30 km/segundo, una nebulosa típica contiene carbono, hidrógeno y nitrógeno y un tamaño de un año luz. Una nebulosa planetaria existe por alrededor de 50.000 años hasta que los gases se mezclan con el medio interestelar. Enanas Blancas Las estrellas de baja masa nunca alcanzan una presión suficiente para iniciar las reacciones termonucleares que utilicen el oxígeno y el carbono como combustibles. Si no hay reacciones termonucleares el núcleo se enfría y el resultado son las llamadas enanas blancas. Estas estrellas tienen el mismo tamaño de la tierra y mantienen su tamaño sin colapsarse debido a su densidad; los electrones del núcleo están degenerados y la presión ejercida por ellos soporta el colapso total de la estrella. Las enanas blancas son un millón de veces mas densas que el agua y un cucharada de su material en la tierra pesaría alrededor de 5 toneladas, se calcula que su densidad alcanza 109 kg/m3 y entre mas masivas son mas pequeñas. Existe, sin embargo un limite para que la estrella pueda ser soportada por la presión de los electrones degenerados, este máximo de masa se conoce como Limite de Chandrasekhar que es igual a 1.4 masas solares, por encima de este el núcleo se colapsa para formar una estrella de neutrones o un agujero negro. El material de una enana blanca son átomos de carbono y oxigeno flotando en un mar de electrones degenerados. Aunque mantienen el mismo tamaño mientras sufren el proceso de enfriamiento su luminosidad y temperatura superficial disminuyen con el tiempo. Pasados millones y millones de años las enanas blancas llegaran a tener una temperatura cero. Estrellas masivas (> 4 masas solares) Como en las estrellas de masa menor la vida de una estrella masiva comienza su fin cuando agota el hidrógeno como combustible principal, en este momento se convierte en una gigante con un núcleo de helio y una capa de hidrogeno en combustión, el núcleo comienza a tener reacciones termonucleares cuando la temperatura y presión aumentan lo suficiente para desencadenarlas. Una vez que termina la fusión de helio en el núcleo este queda rico en carbono - oxígeno y es en este punto cuando la muerte de la estrella masiva toma un camino diferente a la de las estrellas menores. El núcleo remanente de carbón - oxigeno supera el limite de Chandrasekhar, de esta manera, su colapso lo lleva a tener las condiciones necesarias para que se inicie un nuevo ciclo de reacciones en las cuales el carbono comienza a fusionarse en oxígeno, neon, sodio y magnesio. Si la estrella tiene más de 8 masas solares una vez que el carbono se agota el núcleo nuevamente se contrae alcanzando temperaturas de 109 K en la cual se dispara la fusión de neon aumentando las concentraciones de oxígeno y magnesio. Cuando el neon se agota se presenta otra contracción nuclear y se inicia la combustión de oxigeno a temperaturas de 1.5x109 K siendo el producto principal el sulfuro. Al terminarse el oxigeno la temperatura llega a desencadenar la fusión de silicio que produce una gran variedad de átomos entre ellos sulfuro y hierro. Durante todas estas fases la luminosidad, temperatura y radio de la estrella varían ampliamente lo que hace que se desplaza en varias zonas del diagrama HR (estrellas variables)
Supernovas
Las estrellas mayores a 8 masas solares no forman nebulosas planetarias ni enanas blancas, sino que terminan en en explosiones espectaculares llamadas Supernovas. Cuando la temperatura en el núcleo de una estrella masiva aumenta lo suficiente se inician reacciones termonucleares que liberan inmensas cantidades de neutrinos. La estrella para compensar la pérdida de energía por el escape de neutrinos aumenta la combustión nuclear o se contrae más, pero cuando llega la etapa estable con la producción de hierro no se produce mas energía termonuclear y solo queda la contracción del núcleo como fuente de ella. La temperatura producida por la rápida contracción se eleva hasta los 5x109 K en un centésimo de segundo. En este momento se liberan gran cantidad de rayos gamma que impactan sobre los núcleos de hierro rompiéndolos en partículas alfa en un proceso denominado foto desintegración. En otra centésima de segundo el núcleo es tan denso que los electrones se combinan con los protones para formar neutrones, proceso en el cual se liberan gran cantidad de neutrinos. Esta liberación de neutrinos enfría a la estrella llevándola a contraerse aun más. 0.25 segundos después esta contracción rápida se inicia y se detiene de manera súbita y la parte mas interna del núcleo rebota y se expande creando una poderosa onda de presión hacia el exterior. Durante esta etapa las capas externas se han enfriado y están cayendo a un 15% de la velocidad de la luz, chocando contra el material que sale, en una fracción de segundo el material que cae al núcleo comienza a salir nuevamente hacia el exterior. Después de algunas horas alcanza la superficie de la estrella en donde se libera en un fenómeno llamado supernova. Antes de que la supernova se suceda la compresión de las ondas de choque ocasionan nuevas reacciones termonucleares que producen muchos elementos químicos mas pesados que el hierro (zinc, oro, plata, mercurio uranio, etc). Existen diferentes tipos de supernovas: Tipo Ia. No tienen en su espectro líneas de hidrogeno o helio pero si de absorción de sílice ionizado, son producidas por la explosión de una enana blanca de un sistema binario que ha recibido suficiente material de su compañera como para reiniciar las reacciones nucleares Tipo Ib. No tienen líneas de hidrogeno pero si de helio ionizado. Resultan del colapso de estrellas masivas que perdieron el hidrogeno de sus capas externas. Tipo Ic. No tienen líneas de hidrogeno ni de helio. Las estrellas que las producen perdieron sus capas de helio e hidrogeno antes de la explosión. Tipo II. Poseen líneas de emisión de hidrogeno. Se producen por explosión de estrellas que todavía poseen gran cantidad de este elemento en su superficie.
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