El Universo (IV): La Muerte de las Estrellas, Gigantes Rojas

Al término del anterior artículo mencionábamos brevemente algunos detalles acerca del fin de la vida de las estrellas. Aunque las supernovas son probablemente el caso más conocido, no podemos entender éstas sin conocer los otros casos de muertes estelares.

Como comentamos, se dice que una estrella ha abandonado la secuencia principal cuando ha consumido todas sus reservas de hidrógeno. A partir de ese momento, su final dependerá casi exclusivamente de su masa. Principalmente, existen dos tipos: la evolución de la estrella hacia una gigante roja, o las supernovas.

Las estrellas que poseen entre media y unas pocas masas solares tienen lo que se podría decir una muerte sin sobresaltos. Al consumir su combustible de hidrógeno, la presión que evitaba que la estrella colapsara por acción de la gravedad desaparece. Esto conlleva que la estrella comience a contraerse inexorablemente. La estrella está ahora formada en su mayor parte por helio, producto de la fusión del hidrógeno que ha llevado a cabo a lo largo de toda su vida. Para que el helio se fusione en elementos más pesados, como oxígeno y carbono, se necesita que el núcleo alcance una temperatura mucho mayor que antes. Es la gravedad de nuevo la que, en su intento por acabar con la existencia de la estrella de nuevo, le proporciona el medio necesario para sobrevivir.

Nebulosa planetaria Ojo de Gato

Al comprimirse, el núcleo se calienta cada vez más. Una vez alcanzada la temperatura suficiente, la estrella comienza a fusionar helio a un ritmo muy alto. Las capas exteriores se expanden hacia el exterior, aumentándose su tamaño gradualmente, hasta alcanzar un radio más de 200 mayor que el del Sol, engullendo a los planetas cercanos a ella. Las capas exteriores se enfrían, lo que provoca que emita luz en longitudes de onda más altas confiriéndole el color rojo por las que se conoce a estas gigantes rojas. Debido a la débil interacción gravitatoria del núcleo con las capas externas, éstas acaban siendo expulsadas creándose así las nebulosas planetarias.

En el interior quedará un pequeño vestigio de lo que fue una vez la estrella: una enana blanca de aproximadamente el tamaño de la Tierra, pero con una masa unas 300 veces mayor (aunque no tan densa como las estrellas de neutrones)  que continuará realizando procesos de fusión muy lentamente durante millones de años. ¿Qué interés tienen estos pequeños astros en lo que respecta a las supernovas? Mucho, tanto que llegan a ser las responsables de uno de los tipos en las que se las agrupa, tema que trataremos en el siguiente artículo.

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~ por Kleiser en 30 abril, 2010.

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