Las estrellas, 4ª parte: Un poco de todo lo que no se hablo

Antes de empezar quiero deciros que este es el ultimo capitulo que voy a dedicar al mundo de las estrellas, disculpad que haya tardado en hacer esta entrada pero he estado algo ocupado ultimamente y no me gusta dedicarle 5m a esto, me gusta hacerlo con tranquilidad. Por otro lado, aunque alguna vez ya lo dije, mi hermano es doctor en fisica aplicada, concretamente en algo relacionado con la fusión nuclear (no entro mas a fondo prque el nombre es un poco largo y raro xD), el caso es que a ver si lo convezco para que de vez en cuando escriba algo por aqui que pueda ser de interes, creo que os puede interesar, y sin mas paso a hablar de las estrellas.

 

Una de las cosas que quedaron en el tintero es algo logico y simple que no quise comentar el primer dia para no complicar la historia y fijarnos en el Sol, ésto es la clasificación de las estrellas. Existen diversas clasificaciones asi que os voy a ir comentando una a una:

1- Tipo espectral: Antes de decir la clasificacion conviene entender lo que es un espectro y no, no es un fantasma. Todos sabemos que una fuente de luz tiene mezclados colores en diferentes cantidades, un grafico de la intensidad de cada uno de los colores deflectados por un prisma es a lo que llamamos espectro luminoso y es de lo que nos vamos a valer en la siguiente clasificacion:


 

 2- Luminosidad: ¿Que ocurre cuando dos estrellas con la misma temperatura tienen tamaños diferentes? Pues que tienen una luminosidad diferente. 

No voy a hablar de cada tipo de estrellas porque quedaria un poco denso esto, es mucho mas facil que si os interesan algunos tipos de estrellas en particular pongais el nombre de cada una en la wikipedia y os mireis como es cada una.

 

3- Existen muchas mas clasificaciones pero, al no estar tabuladas de forma tan sencilla como estas 2, creo que no es conveniente ponerse a explicar cada  una, pero que sepais que hay muchiiiiiiiiiiiiiisimas mas clasificaciones.

 

Ahora hablemos de otra cosa, ¿os acordais cuando hablamos de la muerte del Sol que os dije que dependiendo de la masa………ocurrian cosas distintas?  Si recordais en el Sol se paraba la combustion dentro del nucleo pues bien, como os dije entonces, eso no siempre es asi. Supongamos por ejemplo una estrella cuya masa sea 8 veces la masa del Sol, su muerte no se va a alargar tanto como la del Sol, ocurrirá muy repentinamente, os explico. Cuando a una estrella de este tipo se le acaba el combustible empiezan a convertirse en supergigantes rojas tirando de los diferentes combustibles que no se utilizaban en el Sol. Peeeeeeeeeeeeero esto no dura eternamente y acaba produciendose una gran explosion, una explosion de supernova, asi que vamos a hablar un poquito mas de las supernovas.

 

Las supernovas pueden tener diverso origen. El 1º y del que estabamos hablando se produce cuando una estrella masiva no es capaz de mantener el pulso entre las 2 fuerzas de las que tanto hemos hablado y empieza a contraerse muy fuertemente liberando gran cantidad de energia. La otra forma de origen es algo mas complicada y engloba mas fisica pero bueno quedaros con la idea de que existen otros origenes aunque tambien parten de estrellas moribundas.

 

Dicho esto lo mas importante de las supernovas es lo que provocan, y es que debido a la explosión, los elementos que componian la estrella primigenia (oxigeno, carbono……) se dispersan por el espacio, ¿y que provoca esto? Que el ciclo siga, ya que este polvo espacial se convertirá en planetas y estrellas.

 

Peeeeeeeeeeero aqui no acaba la fiesta xD, ¿que queda cuando desaparece la supernova? Porque no desaparece y ya esta no, lo que aparece es un objeto mminusculo y denso que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro yyyyyyyyyyyyyyyyyyyyy aqui acabo xD, pero no os preocupeis en la proxima entrega os hablare, para terminar con los capitulos de las estrellas, de las estrellas de neutrones y los agujeros negros, espero que disfruteis, un saludo. 

Las estrellas, 3ª parte: Agonía y muerte, objeto de estudio: El Sol

Este capítulo no va a ser el último ya os lo advierto. Una cosa es que vaya a hablar de la muerte de las estrellas, pero eso no significa que no se le pueda sacar más jugo al tema. Quedan aún algunos cabos sueltos de los que hablaré en un último capítulo en unos días. Hoy vamos a ver la muerte de una estrella conocida como es el Sol, aunque puede extenderse a muchos otras estrellas. Obviamente, hay muchos otros tipos, en el próximo capítulo intentaré meter todo aquello que no ha tenido cabida hasta ahora, de todos modos empecemos a terminar.

 

Todas las estrellas se enfrentan a la catástrofe ya la muerte final. Durante miles de años pueden actuar como fuentes de energíalibre, pero gradual e inexorablemente se van apagando y va cesando suactividad. Parece bastante evidente que si las estrellas brillan gracias a lacombustión nuclear, acabarán por agotar su combustible.  Cuando el hidrógeno se acabe el helio acabadode producir se concentrará en un núcleo que, como es incapaz de producirenergía mediante procesos nucleares, empieza a contraerse bajo su propio peso.El núcleo, al contraerse, va aumentando gradualmente de temperatura. Aún haycombustión nuclear, pero en una fina capa alrededor del núcleo. El efecto deestos reajustes internos es que las capas exteriores de la estrella seexpanden, enfriándose durante el proceso. Se produce entonces la curiosasituación de que el núcleo de la estrella se comprime y se vuelve más caliente,mientras que la superficie se expansiona y se enfría. El enfriamiento de lasuperficie cambia el color del Sol a rojo: la estrella se ha convertidoentonces en una gigante roja. La estrella se expansionará lo suficiente comopara engullir a la Tierra,sería el fin.

 

 

¿Y ahora que? Pues el proceso no se para lógicamente. La temperatura sigue elevándose y comienza la combustión del helio para producir Carbono y Oxígeno. En este punto dependiendo de la masa de la estrella ésta puede tener comportamientos diferentes peeeeeeeeeeeero de eso hablaremos en el próximo capítulo ahora nos quedaremos con el Sol. En nuestro caso cuando se acaba el Helio no empezará la combustión del Carbono y por tanto no habrá más reacciones nucleares llegándose al estado de enana blanca, compuesta por lo que era el núcleo en el estado anterior, pero comprimido hasta densidades inmensas. El material que rodea a la enana blanca, que antes formaba la gigante roja, se calienta e ioniza por efecto de la radiación emitida por la enana blanca, formando complejos y curiosos motivos filamentosos, denominados nebulosa planetaria (un ejemplo es la conocida como nebulosa del ojo de gato, fotografiada por el telescopio Hubble).

 

 

Las enanas blancas, tienen una vida muy larga, más larga de hecho que la edad del universo, dada la extrema lentitud con la que se van enfriando. Como no crean energía, por haber agotado su combustible, este proceso llevará irremediablemente al enfriamiento total de la estrella. En el interior de estos cuerpos, se produce la cristalización final. 

 

Y se acabó xD es lo que hay, el próximo día más. Esto lo he tenido que escribir algo rápido, espero que me perdoneis si he hecho algo mal.

Las estrellas, 2ª parte: Estructura interna de las estrellas y funcionamiento, objeto de estudio: El Sol

Como prometí voy a seguir dedicando unas cuantas entradas más a las estrellas ya que habeis mostrado bastante interés en este campo. Como hay muchos tipos de estrellas (ya ampliaré eso en otro momento) creo que es interesante centrarnos en una estrella que todos conocemos, el Sol. Además me facilita el trabajo ya que, durante la carrera, tuve que hacer un trabajo acerca de la energía solar y, en uno de los apartados, me dediqué a hablar de la estructura interna del Sol. Espero que os guste, copiaré y pegaré el trabajo, supongo que no tendrá mucha complicación aunque haré un repaso por si hay algo que no este claro, allá vamos

 

 

Nuestro Sol se formó aproximadamente hace unos 4500millones de años y, por suerte para nosotros, aún no ha llegado ni a la mitadde su vida útil. Ésta terminará en el momento que su combustible acabe,haciendose más y más grande hasta convertirse en una gigante roja. Posteriormentese convertirá en una enana blanca que se irá enfriando poco a poco. Latemperatura en el Sol llega a los 15 millones de grados centígrados con unapresión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), quese funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio). Cada partícula alfa pesamenos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia lasuperficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tantaenergía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina. 

 

 

 

La estructura interior del Sol sigue siendo un tanto misteriosa. Se cree quela masa del Sol está organizada en estratos alrededor de un núcleo central.Desde el núcleo y hacia el exterior del Sol, estas capas se denominan: zonaradiactiva, capa de convección y fotosfera, que es la capa superficial quenosotros observamos. Alrededor del Sol se encuentra la atmósfera, al igual queel aire alrededor de laTierra. La capa interior de la atmósfera solar se denominacromosfera, y la capa exterior es la corona. Vamos a tomar esta división aunquepodríamos encontrar otras similares y válidas igualmente. Vamos a ayudarnos de la siguiente imagen:

 

 El núcleosolar: El extremadamente denso núcleo solar,contiene el 50% de la masa total del Sol, pero solo ocupa un 1,5% de suvolumen. Las condiciones físicas en el interior del núcleo solar son extremas.La temperatura es de unos 15 millones de Kelvin, una temperatura tanextrema que los átomos son separados de sus electrones. De esta manera, elnúcleo solar está formado por una mezcla de protones, neutrones, núcleos yelectrones libres. La presión del núcleo es 250 billones de veces superior a lade la Tierraen su superficie. La inmensa masa solar no hunde el interior por la atraccióngravitacional gracias a la enorme presión exterior generada por el calor delnúcleo. La densidad en el núcleo del Sol es extremadamente alta. El núcleo esel horno nuclear que produce la energía que el Sol emite. Si pudiéramos ver elinterior del Sol, este seria negro, ya que la energía producida no aparece enla parte visible del espectro. El Sol produce principalmente rayos gamma.Algunos de estos rayos, entran en contacto con otros, perdiendo así energía.Cuando pierden energía, se transforman en rayos x, que siguen siendo invisiblesal ojo humano.

 

La capa radiactiva: Los rayos Xproducidos en el núcleo del Sol van siguiendo su camino hasta la superficie através de burbujas de temperatura, presión y densidad reducida. La caparadiactiva se extiende desde el núcleo hasta el 70% del camino recorrido hastala superficie. Esta capa está compuesta de átomos de hidrógeno y helio, ademásde electrones libres. Algunos de estos electrones libres son capturados por elnúcleo de helio (He2+) para formar átomos de helio ionizados (He+). La caparadiactiva se llena de átomos de hidrogeno y helio ionizado. Esta mezcla degases calientes ionizados y electrones se llama plasma, que suele catalogarsecomo el cuarto estado de la materia. En las profundidades de la capa, los rayosX chocan con partículas y cambian de dirección de forma aleatoria. El tiempoque tardan estos rayos en completar el viaje hasta la superficie se mide enmillones de años. Por decirlo en términos más generales, la luz de Sol que nosllega ahora a nosotros, es el resultado de las reacciones nucleares que seprodujeron en el núcleo del Sol hace un millón de años. El accidentado caminode los rayos X en la zona radiactiva hacen que estos pierdan energía. Comoconsecuencia de esto, su longitud de onda se ve gradualmente a través de lacapa de convección hasta transformarse en luz visible.

 

La capa convectiva: Finalmente,los fotones llegan a la capa convectiva, a 150 000 km de lasuperficie del Sol, donde las temperaturas son ligeramente inferiores a unmillón de Kelvin. Aquí los núcleos son capaces de soportar los electrones y asíno dañar los átomos existentes. Con su energía reducida, la luz es absorbidapor los átomos gaseosos que pueden soportarla lo suficiente como paraabsorberla y después volverla a radiar. Efectivamente, estos átomos bloquean el viaje de ida de la energía solarabsorbiéndola y aumentando enormemente la temperatura de los mismos átomos. La convecciónactual, como la observable en los líquidos y el aire que se calientan,transporta la energía solar a la fotosfera en bulliciosos ríos de gasescalientes. Así que la temperatura de los gases que han absorbido energía en lasprofundidades de la zona convectiva aumenta, el gas se expande, se hace menosdenso que los que le rodean. Estas burbujas de gas caliente, al ser menosdensa, flotan hasta la superficie de la zona convectiva. Al llegar al final deesta capa, las burbujas de gas radian el exceso de energía, así que se enfríany vuelven a ser más densos, y entonces se hunde otra vez. Como efecto de todoesto se produce un cinturón convectivo de gases calientes ascendidos y gasesfríos descendiendo. En la superficie entre la zona convectiva y la fotosfera,el gas es muy turbulento, ascendiendo desde el centro de estructurasdenominadas células convectivas (supergránulos), siguiendo a las celdasfronterizas y entonces uniéndose a ellas. Los procesos que se suceden en estascélulas fronterizas, donde el plasma con campos magnéticos colisionan ytransforma la energía magnética en movimiento, son probablemente responsablesde las subidas de la temperatura en la corona y de la aceleración de laspartículas de vientos solares. Toda la energía que es expulsada al espacio porel Sol, se transporta por convección hasta la superficie. 

 

La fotosfera:: Lasuperficie visible del Sol, llamada fotosfera, no es una superficie sólida. Lafotosfera es una fina capa (de unos 500 km de espesor) de la cual recibimos la granmayoría de la luz del Sol. Debajo de la fotosfera, el gas es más denso y máscaliente y radia más luz. Sin embargo, esta luz no puede escapar del Sol debidoa la presencia de estas capas más exteriores de gas. Por encima de la fotosfera,el gas es menos denso y por tanto incapaz de radiar mucha luz. La fotosfera esla capa de la atmósfera del Sol suficientemente densa para emitir cantidad deluz, pero de suficiente baja densidad para permitir que esta luz salga de ella.La mayoría de la luz que vemos procede de una región de la fotosfera con unatemperatura de unos 6000 K. A pesar de que la fotosfera se nos parece como algoconsistente, es en realidad un gas de muy baja densidad. La densidad en laparte media de la fotosfera es sólo el 0,1% de la del aire al nivel del mar. Lafotosfera no es uniforme, sino que está cuajada de gran cantidad de celdasbrillantes llamadas granulaciones. Cada gránulo tiene aproximadamente 1500 km de diámetro, y estáseparado de sus vecinos por una frontera más oscura. Un gránulo dura unos diezminutos antes de que se disipe o se mezcle con algún gránulo vecino. Lasmediciones del corrimiento Doppler muestran que los centros de los gránulosestán emitiendo gases ligeramente más calientes que los que hay en las fronterasmás oscuras.

 

La cromosfera: Por encimade la fotosfera hay una capa invisible de gas de unos 10 000 km de espesor. Losátomos de la cromosfera absorben fotones a medida que estos van abandonando lafotosfera situada debajo de ella. Esto forma las líneas de absorción que vemoscuando miramos a la fotosfera, pero estos mismos átomos emiten fotones endirecciones aleatorias. La temperatura en la cromosfera llega a ser de hasta 1000000 de K a una altura de 10000 km, donde comienza la corona. A pesar que lacromosfera no es visible a simple vista excepto en el caso de los eclipsessolares, puede fotografiarse con filtros especiales que permiten tan sólo elpaso de los fotones fácilmente absorbidos por ciertos átomos e iones. A estasfotografías se les llama espectrogramas.Los espectrogramas de la cromosfera muestran la presencia de las espículas,estructuras en forma de llama de 100a 1000km, de diámetro, que pueden alcanzar hasta 10 000 km por encima dela fotosfera y que duran entre 5 y 15 minutos. Estas espículas parecen ser regionesmás frías (unos 10 000 K), que penetran en la corona mucho más calientes (unos500 000 K). Algunos astrónomos sugieren que las espículas son canales a travésde los cuáles fluye la energía desde la zona convectiva hacia la corona.

 

La corona: La atmósferadel Sol que se extiende por encima de la cromosfera se llama corona. A pesar deque estas capas más externas del Sol parecen muy separadas de su superficie, enrealidad están muy relacionadas con la zona convectiva y con los sucesos que seproducen en la cromosfera. En la parte más baja de la corona, átomos tales comoel oxígeno dos veces ionizado emiten fotones, pero en la parte más alta de lacorona, los átomos están fuertemente ionizados. La emisión de estos iones es laclara evidencia de la baja densidad y la alta temperatura. La temperatura en lacorona va aumentando a medida que viajamos hacia fuera de ella. En la parte máscercana a la cromosfera, en la región llamada de transición, la temperaturasalta 500 000 K en sólo 300km, en la baja corona la temperatura es de unos 500 000K, mientras que en su parte más externa pueden alcanzar la friolera de 3 500000 K. La densidad de este gas debe ser muy baja de lo contrario emitiría unagran cantidad de luz. De hecho, la densidad de la alta corona es tan sólo deentre 1 a10 átomos por centímetro cúbico. La corona se mantiene tan caliente porque lasondas de sonido generadas en la zona de convección se mueven hacia arriba através de la fotosfera y la cromosfera. Al alcanzar las bajas densidades de lacorona, se convierten en ondas de choque (el equivalente astrofísico de labarrera del sonido) y agitan los átomos de gas, aumentando así la temperatura.Los calientes gases de la corona exterior escapan del Sol en forma de viento solar. Contiene gran cantidadde hidrógeno ionizado (protones y electrones), pero también elementos máspesados y un característico campo magnético. Al contener tan sólo unos pocosátomos por centímetro cúbico, sopla hasta sobrepasar la Tierra  interaccionando con el campo magnéticoterrestre de maneras bastante complejas. De esta manera el Sol va perdiendomasa lentamente a medida que el viento solar va soplando hacia el espacio. 

 

El Sol emite continuamente luz y calor hacia elespacio, de forma que se enfriaría en tan solo unos pocos miles de años si nopudiera reemplazar a la energía que pierde. De alguna manera debe producirenergía. Esta energía procede de las mismas reacciones que se producen en laexplosión de una bomba de hidrógeno. Se llaman reacciones de fusión pues enella los átomos se fusionan. En el caso del Sol, estas reacciones fusionancuatro núcleos de hidrógeno para producir un núcleo de helio. Debido a que unátomo de helio tiene un 0,7% menos de masa que los cuatro átomos de hidrógeno,parece ser que esta masa desaparece en el proceso. Sin embargo, esta masa nodesaparece realmente, simplemente cambia de forma. Recordemos que Einstein nosdice que masa y energía son distintas formas de la misma cosa es decir, la masaque teníamos se ha transformado en energía. Si bien es cierto que la cantidadde energía obtenida es pequeña, la cantidad de reacciones por segundo que seproducen dentro del Sol es enorme. Estas reacciones nucleares sólo puedenproducirse cerca del centro de las estrellas, donde el gas es caliente y densoporque es el lugar perfecto para que los núcleos atómicos colisionenviolentamente. Realmente no se produce el choque de 4 átomos de hidrógeno sinoque se producen una serie de reacciones en cadena más complicadas  hasta llegar al Helio final. La energíaaparece en forma de rayos gamma, positrones y neutrinos. En resumen este es elproceso interno del Sol a través del cual se obtiene tal cantidad de energía.

 

Espero que os haya gustado, así también podeis ver como es un trabajo de una asignatura de la carrera de Física xD. En proximos días seguiremos nuestro camino con el capítulo que cierra la vida de las estrellas, su muerte. 

Las estrellas, 1ª parte: Formación y una curiosidad acerca de nuestra relación con las estrellas

Como muchos habeis comentado un gran interés acerca del mundo de las estrellas me he tomado la libertad esta última semana de dejar de escribir e ir preparando un poco la forma de afrontar un tema tan amplio como éste. Así que he decido finalmente, dividir este tema en unos cuantos apartados empezando por el más básico, ¿como se crea una estrella?

Para entender como se crea una estrella es necesario entender primero que el Universo no está vacío. Ésto es algo lógico vale, pero me refiero a grandes masas de gas que andan pululando por ahí. ¿Y como una gran masa de gas produce una estrella? Obviamente no podemos decir, bueno tenemos gas y ala patapum y estrella, no, primero hay que analizar cual es la composición de dicho gas. En general, solemos hablar de nubes de gas de Hidróngeno con un porcentaje de un 10% de Helio más o menos, después siempre tenemos componentes residuales.Dicho esto, tenemos 2 fases que paso a explicar:

1- Nube molecular: Aquí podría poneros una explicación loquísima y absurda con tecnicismos de la ostia que para entenderlos habría que hacer la carrera de Física o dedicarle muchas horas a leer libros y, como ya he dicho, no es el objetivo. Así que trataré de explicarlo de la forma más liviana posible. La nube molecular a partir de la que se va a crear la estrella es una masa enoooooooooooooooorme de gas y además muy fría, cercana al 0 absoluto (que como sabeis no se puede alcanzar). Solo esos datos van a ser de interés ahora, ¿por qué? Porque hay un tal Jeans que observó que, bajos ciertas condiciones una nube molecular podía contrerse por atracción gravitatoria, ¿y que se necesita para que eso ocurra? Pues las condiciones nombradas anteriormente.

Entendamos esto último, cuando tenemos una nube estable normal y la comprimimos aparece una lucha de 2 fuerzas, la presión que hacemos que sufra y la gravitatoria, pero esta última es menor y por tanto la nube acaba volviendo a su estado normal.

Ahora podría meter unas cuantas fórmulas pero creo que es absurdo. La idea básica es que se produce un balance de fuerzas que, por ciertos aspectos físicos que serían demasiado complicados de explicar, acaban descontrolándose y provocando inestabilidad en la nube que acaba colapsando. ¿Y que significa que colapse? De forma simple, una cierta región de la nube se contrae, pasando a la siguiente fase.

 

2- Protoestrella: La zona que dejamos contrayéndose se diferencia del resto de nube que ha quedado. A esto le llamaremos protoestrella. Aquí empieza a formarse la estructura interna de las estrellas (de la cual no quiero hablar en este capítulo así que voy a pasar muy de puntillas, no me pegueis). Para ello la protoestrella va aumentando muy poco a poco su temperatura hasta que cada vez pierde menos radiación siendo reinvertida en autocalentarse. La estrella sigue y sigue calentándose provocándo cambios químicos en las moléculas de hidrógeno. Las protoestrella sigue captando masa y, cuanta más capta, mayor es su gravedad, provocando que se comprima cada vez más y sigue aumentando su temperatura. Despues de procesos internos acaba llegándose al llamado equilibrio hidrostático, momento en que podemos decir que la estrella ha llegado al fin de su formación. ¿Pero que es ésto del equilibrio hidrostástico? Muy simple, ¿os acordais de las fuerzas que actuaban antes? Pues, después de mucho tiempo, existen un equilibrio de fuerzas entre la gravedad y la presión.

 

Y ahora el bonustrack: ¿Hemos nacido de las estrellas?

A ver, no nos volvamos locos xD os voy a explicar. Los elementos originarios en la creación del Universo fueron mayoritariamente el Hidrógeno y el Helio. El resto de los elementos se generaron en el interior de las estrellas (ya lo explicaré). Cuando esas estrellas primigéneas se extinguieron en forma de grandes explosiones nucleares nuevos elementos como el Carbono dieron a luz. Estos elementos son, juntos con aquel Hidrógeno y el Helio, los constituyentes de las estrellas de 2ª generación y los planetas rocosos como la Tierra. 

Dado que nosotros estamos constituídos de algunos de los elementos más abundantes de la Tierra, podríamos decir que nosotros somos hijos de las estrellas o, dicho de otra manera, somos polvo de estrellas o los residuos de las explosiones de las estrellas primigéneas.

Bueno, nada más por ahora, espero que lo disfruteis, un saludo