Crónica de una vida

Crónica de Una Vida.

Parte II: Evolución Estelar

Hola. Hola. Saludándolos en esta fresca mañana de viernes... final de semestre.... uuuhhhh!

Bueno hoy veremos como es que evoluciona una estrella después de haber nacido.

Como recordarán del viernes pasado, los elementos que más abundan al momento de la formación de de la estrella son H y He. Estos elementos se distribuyen a lo largo de la estrella. Obviamente el material que es más denso es el que se encuentra más adentro en la estrella. Entonces por lo regular las estrellas poseen un un núcleo de He con una envoltura de H.

La pregunta ahora es ¿qué mantiene a la estrella brillando? Pues dado que lo que mantiene a la estrella en equilibrio es la igualdad en la presión y la fuerza gravitacional, tenemos que la presión aumenta al interior de la estrella. Esto implica que la temperatura al interior crece conforme descendemos al núcleo. 

Con esto, en el interior de la estrella existe un punto en el que los núcleos de H, es decir protones, que sabemos tienen carga eléctrica positiva, vencen la repulsión eléctrica y pueden juntarse para formar átomos He. En este proceso también entran neutrones. Esto es fácil de entender pues para núcleos atómicos ligeros es fácil ganar energía por formar elementos más pesados. Es como si tuviéramos pequeñas bolitas de plastilina. Si comenzamos a hacer presión éstas irán formando bolitas cada vez más grandes.

Parte del He formado cae al núcleo de la estrella debido a la fuerza de gravedad. Estos procesos son procesos de estilo nuclear que liberan una enorme cantidad de energía la cual es radiada hacia fuera de la estrella y es el brillo que vemos en el exterior.

Ahora como mencionamos también el viernes pasado, el tiempo que vive una estrella depende de cuanta masa haya tomado para formarse. Por ejemplo una estrella como nuestro Sol vivirá aproximadamente 10 mil millones de años. Por otro lado estrellas con masas mayores a las 100 masas solares solo viven en promedio 5 millones de años o menos. Pero que sucede durante esta etapa.

Bien lo que mantiene a la estrella "viva" son estos procesos de reacciones nucleares en su interior. Sin embargo conforme el H es quemado el núcleo de la estrella se llena de He. 

En un momento de su historia, la temperatura en el núcleo alcanza la temperatura suficiente para poder fusionar He. Este proceso ocurre de manera violenta y en este caso pasa a formar átomos de Be y C. Este proceso se le conoce como flash de helio. Para este instante de su vida la estrella forma dos envolturas en torno al núcleo, una de H y otra de He. Estas siguen fusionándose para formar ahora un núcleo de C. Este proceso sigue o continúa conforme la temperatura del núcleo aumenta y es lo suficientemente caliente para iniciar procesos de fusión y formar elementos más pesados, como Li, O, Si, Mg entre otros.

Conforme el núcleo va aumentando su densidad, la temperatura se eleva increíblemente alcanzando temperaturas del orden de 1000 millones de grados ºC. A estas temperaturas es posible fusionar el Oxígeno por ejemplo en S.

Mientras esto ocurre, se van formando nuevas envolturas alrededor del núcleo permitiendo que la envoltura más externa sea la de H.

En estos procesos las estrellas van aumentado su tamaño y también su luminosidad. Es decir son estrellas más grandes y más brillantes.

Los procesos de fusión de elementos más pesados ocurren mucho más rápido de lo que ocurren los procesos de fusión de H y He. A estos procesos se les conoce como flashs y sus tiempos de duración disminuyen conforme la estrella comienza a quemar elementos más pesados. Por ejemplo mientras que el proceso de quemado de H dura millones de años, el proceso de quemado de Si dura apenas unos cuantos días.

De física nuclear es posible encontrar que los procesos de fusión nuclear son favorecidos para elementos ligeros anteriores al Fe. Esto es porque el Fe representa un pico en la energía obtenida por un proceso nuclear. A partir de Fe los procesos de los que se obtienen energía son los de fisión nuclear. Para una estrella con núcleo de Fe, es inevitable su muerte. Esto también depende de la masa de la estrella, es decir para una estrella de baja masa puede que este proceso de flash solo sea hasta la quema de Si, por ejemplo. Cuando la estrella llega a esta parte el núcleo comienza a compactarse y la fuerza gravitacional comienza a hacer que la estrella colapse sobre si misma.

La imagen a continuación muestra este crecimiento en el tamaño de una estrella durante su fase de evolución.

Estos procesos comienzan a conducirnos con seguridad a la muerte estelar.

Esta parte representa la evolución de estrellas que se encuentran solas. 

Por el momento es todo así que nos vemos el próximo viernes.

Saludos y bonito fin de semana...