El Universo (III): Origen y Vida de las Estrellas

En la tercera parte de esta serie de artículos, dedicaremos nuestra atención a unos cuerpos celestes que se conocen desde que los primeros humanos que pisaron la Tierra alzaron la vista en una noche clara y se maravillaron al observar la miríada de puntos que cubría el cielo oscuro. Nos referimos, como no, a la estrellas. Creadoras de vida, como el Sol, pero también peligrosos enemigos.

Sin embargo, la vida de una estrella no es lo que se podría decir fácil. Al contrario, la vida de las estrellas es una historia sobre una pelea constante contra un enemigo que nunca se rinde, que nunca se cansa, y que siempre está presente: la gravedad. Pero esta historia no siempre fue así. De hecho, la gravedad es la responsable de que existan las estrellas.

Las estrellas son esferas luminosas de gas sobrecalentado en las que se producen una serie de reacciones termonucleares. Como ya adelantamos en el anterior artículo dedicado a las nebulosas, es en estos lugares donde tiene lugar su origen. Debido a la acción de la gravedad, los cúmulos de gas y polvo que componen la nebulosa se van agrupando, formando pequeñas conglomeraciones. Conforme estas nubes colapsan, la temperatura en el interior va aumentado como consecuencia del aumento en la presión. Finalmente se alcanza el equilibrio hidrostático, que es el momento en el que la presión interior es igual a la que ejerce la gravedad. En este momento la nube de gas, que ya se encuentran a temperaturas superiores al millón de grados en el núcleo, adopta la forma de una esfera pasando a denominarse protoestrella.

A lo largo de los siguiente millones de años, la estrella irá ganando masa y temperatura a medida que la gravedad sigue comprimiendo la esfera de gas, hasta llegar a alcanzar más de diez millones de grados centígrados. Cuando la temperatura y presión alcanzadas en el interior de la estrella son lo suficientemente grandes como para permitir la fusión de hidrógeno, se considera que la estrella ha entrado en la secuencia principal, en la que permanecerá durante aproximadamente el 90% de su existencia (nuestro Sol se encuentra actualmente en esta secuencia). El material restante que todavía no ha sido incorporado a la estrella, se convierte entonces en el disco de acreción que se aleja de ella y que dará lugar a futuros planetas.

 

Sin embargo, incluso después de alcanzado el estatus oficial de estrella, la gravedad no se da por vencida. Tras colaborar en la creación de la ésta, ahora intenta destruirla. Para evitar el colapso gravitacional, la estrella necesita ejercer una fuerza en la dirección opuesta a ésta, es decir, hacia el exterior. La fusión nuclear es la encargada de aportar la energía necesaria, incrementando la temperatura del núcleo. Las partículas en el interior de la estrella se mueven a una velocidad proporcional a dicha temperatura generando una presión proporcional a su vez a la velocidad de las partículas. Es decir, a mayor temperatura mayor presión en el interior de la estrella. Es esta fuerza la que compensa la que ejerce la gravedad hacia el centro de la estrella. El equilibrio entre estos dos colosos se mantendrá a lo largo de la secuencia principal de la vida de la estrella.

A lo largo de esta fase, la estrella está constantemente emitiendo radiación electromagnética de forma uniforme en función de la temperatura en su superficie. Cuanto mayor sea su masa mayor será la temperatura que alcanzará, lo que también determina el color predominante de la luz que emite, que a su vez nos sirve para clasificarlas: desde la pequeñas y frías enanas marrones, que díficilmente pueden clasificarse como estrellas, hasta las ardientes estrellas azules, de dimensiones colosales, pasando por las estrellas amarillas, como es nuestro Sol.

Sin embargo, como no podía ser de otra forma, la secuencia principal no puede prolongarse eternamente. Durará también en función de la masa de la estrella siendo su vida menor cuanta más masa tenga ésta, hasta que el combustible de hidrógeno sea completamente consumido y transformado en helio. En gran medida, lo que suceda a continuación depende nuevamentede su masa, pudiendo evolucionar hacia la forma de supergigante roja o explotar violentamente en una supernova, o simplemente darse por vencida y ceder finalmente a la acción de la gravedad, convirtiéndose finalmente en un agujero negro. Pero este es un tema a tratar en artículos posteriores.

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~ por Kleiser en 28 abril, 2010.

7 comentarios to “El Universo (III): Origen y Vida de las Estrellas”

  1. ¡Hola Kleiser! Está siendo muy interesante esta serie, ¡sigue con ella, no puedo esperar al de los agujeros negros!

    Cada vez que oigo hablar de las estrellas y del proceso de fusión natural que realizan me pongo a pensar… ¿No se puede imitar de alguna forma estos mecanismo e iniciar un proceso de fusión continuo que produzca más energía de la que consuma? Es decir, las estrellas hacen este proceso de forma corriente todos los días y los científicos se mueren por descubrir cómo provocar la fusión de forma rentable. ¿No podemos imitar a las estrellas de alguna forma? ¿No se puede gastar una determinada cantidad de energía para “prender” un proceso de fusión y mantenerlo activo hasta que se amortice como hacen las estrellas?

    PD: ¡Sigo esperando la presentación de Erwin! ¿Va a hacer artículos del mismo tipo que los tuyos o de otros campos?

    • Bueno, hay que tener un detalle en cuenta, y es que la energia necesaria para realizar la fusion en una estrella proviene de la propia fuerza de la gravedad, por decirlo de algun modo. Es gracias a esa inmensa cantidad de masa que poseen que en el interior se alcanzan las temperaturas suficientes. En la Tierra eso es imposible, y tenemos que aportar fuentes alternativas de energia, pero como ya has dicho todavia no es un proceso eficiente, en el sentido de que genere mas energia que la que se necesita.

      Mantener el proceso una vez iniciado significaria seguir aportando energía. Supongo que el reto ahora es aprovechar parte de la energia generada en la fusion para seguir “alimentado” el proceso, y utilizar la cantidad restante para otros usos, algo asi como la reaccion en cadena de los reactores de fision, pero tengo muchos detalles a ese respecto.

      Erwin tiene que aparecen ya pronto, pero es un poco vago el pobre :D. Y su rama es la quimica, asi que tratara ese tipo de temas.

      Por cierto Cendrero aprovecho para decirte algo. Me he pasado varias veces por tu blog, pero no me deja comentar con mi ID de WordPress. Nose si sabes porque puede ser. Saludos.

      • Me alegro de que Erwin vaya a hablar de química, se va a formar un blog muy completo (y de unos temas poco explotados en la blogosfera). Aquí tenéis un lector fijo.

        La verdad es que la fusión es uno de los grandes objetivos de la ciencia, sería la forma de energía más perfecta por ahora, es una pena que sea tan compleja. Algunos científicos afirman que la fusión nuclear rentable se podrá conseguir en poco tiempo, pero por ahora se ve difícil aprovecharla.

        Del problema de comentar en mi blog con wordpress, la verdad es que no se por qué puede ser… He estado probando a meter el nombre de un blog de wordpress en un comentario, pero dice “No se han podido comprobar tus credenciales de OpenID”, lo cual me hace pensar que es necesario tener la cuenta de WordPress abierta cuando comentes, es decir, abrirla directamente desde la página oficial (no vale sólo con meter el nombre en el formulario de comentarios). Resumiendo, abres tu cuenta en la página de Worpress (http://es.wordpress.com/) y te vas al blog. Una vez allí, seleccionas perfil de Worpress e introduces solamente “hadronesyleptones”, sin el “http://” y sin el “.wordpress.com”. Con eso debería bastar.
        De todas formas, si haces esto y sigues teniendo errores, siempre puedes comentar con “Nombre/URL” y así poder poner en tu nombre el enlace al blog. Siento mucho no poder ayudarte de otra forma, espero que lo dicho anteriormente te funcione.

  2. […] tiene un tamaño medio, una luminosidad media y se encuentra en la secuencia principal (recordad el artículo dedicado a las estrellas). Nada parece hacerla destacar y es precisamente esa característica la que la hace tan […]

  3. hola

  4. me sirvio de mucho esta informaciión muchas graciiass

  5. .

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