El Universo Vida y Muerte de una Estrella

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Una estrella nace cuando una nube llamada “nebulosa” formada por partículas de polvo y gran cantidad de gas relativamente frío, principalmente hidrógeno (H), comienza a colapsar (es decir, contraerse o disminuir intensamente) sobre sí mismo debido a la atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencias y a mayores velocidades: el gas se calienta y con el tiempo estará tan caliente(1.000.000C) que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio (He). Estas reacciones nucleares junto con otras menos importantes, es lo que se conoce como nucleosíntesis estelar.El calor desprendido por la reacción, que es como una explosión controlada de una bomba de hidrógeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional también aumenta la presión del gas hasta que ésta es suficiente para equilibrar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse.La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y, por tanto, más densa.Las estrellas permanecerán estables en esta forma por un largo periodo, con el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracción gravitatorias. Finalmente, sin embargo, la estrella consumirá todo el hidrógeno y los otros combustibles nucleares(Litio (Li) y otros materiales ligeros que forman el cuerpo de la estrella.Paradójicamente, cuanto más combustible posee una estrella, más pronto se le acaba. Esto se debe a que cuanto más masiva es la estrella, más caliente tiene que estar para contrarrestar la atracción gravitatoria, y, cuanto más caliente está, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro Sol, por ejemplo, ha vivido ya unos 5.000 millones de años y tiene probablemente suficiente combustible para otros tantos más aproximadamente. Entonces crecerá para hacerse una estrella del tipo gigante roja. Más tarde, en la una etapa avanzada de la vida del sol, echará sus capas exteriores. El núcleo restante se colapsará para hacerse un objeto llamado enana blanca que lentamente se difuminará. El sol se convertirá en su última fase, en un objeto débil y frío a veces llamado enana negra.Las estrellas más masivas pueden gastar todo su combustible en tan sólo 100 millones de años, mucho menos que la edad del Universo. Cuando una estrella se queda sin combustible, -¡¡ningún combustible dura para siempre!!- empieza a enfriase y por lo tanto a contraerse, debido a la atracción gravitatoria. Cuando las estrellas están a punto de morir, cambian mucho y de forma espectacular.La desaparición estelar más extravagante de todas es la supernova por colapso de núcleo, uno de los fenómenos más energéticos del universo. La mayoría de las estrellas, las verdaderamente masivas, empiezan consumiendo hidrógeno y creando helio. Se alimentan con energía nuclear, pero no fisión, sino, fusión. cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se funden en un núcleo de helio a temperaturas extraordinariamente altas y esto genera calor. Cuando las estrellas se quedan sin hidrógeno sus núcleos se contraen, lo que eleva la temperatura lo suficiente para que puedan empezar a fusionar helio en carbono(C). Las estrellas que son más de diez veces mayores que la del Sol tras consumir carbono pasan al oxígeno(O), luego al neón(Ne), al silicio(Si) y finalmente forman un núcleo de hierro(Fe).Se llega al final del camino cuando la fusión del silicio produce hierro, cuyo núcleo es el más estable de todos los elementos de la tabla periódica. La fusión del hierro para producir núcleos todavía más pesados no genera energía, sino que la consume, por lo que el horno de producción de energia se detiene aquí. El núcleo crece rápidamente a medida que la estrella produce cada vez más hierro.Cuando el núcleo alcanza aproximadamente 1.44 masas solares, llega a una especie de límite mágico, conocido como límite de Chandrasekhar. El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella fría estable. Estas estrellas frías estables son las denominadas enanas blancas. El 90% de las estrellas son enanas blancas o rojas.

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