Estrellas y El Cosmos

  • Published on
    08-Dec-2015

  • View
    8

  • Download
    3

Embed Size (px)

DESCRIPTION

Tratado sobre las estrellas y otros objetos celestes.

Transcript

<ul><li><p>Estrella</p><p>Las Plyades, un cmulo abierto de la constelacin Tauro.</p><p>Una estrella (del latn stella) es todo objeto astronmicoque brilla con luz propia. Ms precisamente, se trata deuna esfera de plasma que mantiene su forma gracias a unequilibrio hidrosttico de fuerzas.El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza degravedad, que empuja la materia hacia el centro de la es-trella, y la presin que ejerce el plasma hacia fuera, que,tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presinhacia fuera depende de la temperatura, que en un caso t-pico como el del Sol se mantiene con la energa producidaen el interior de la estrella.Este equilibrio seguir esencialmente igual en la medidade que la estrella mantenga el mismo ritmo de produccinenergtica. Sin embargo, como se explica ms adelante,este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando va-riaciones en las propiedades fsicas globales del astro queconstituyen parte de su evolucin.</p><p>1 GeneralidadesEstas esferas de gas emiten tres formas de energa hacia elespacio, la radiacin electromagntica, los neutrinos y elviento estelar y esto es lo que nos permite observar la apa-riencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntosluminosos y, en la gran mayora de los casos, titilantes.Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radia-ciones estelares llegan dbiles a nuestro planeta, siendosusceptibles, en la gran mayora de los casos, a las dis-torsiones pticas producidas por la turbulencia y las dife-rencias de densidad de la atmsfera terrestre (seeing). ElSol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sinocomo un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el</p><p>cielo terrestre provoca el da o la noche, respectivamente.</p><p>1.1 DescripcinSon objetos de masas enormes comprendidas entre0,08[1] y 120-200[2] masas solares (M). Los objetos demasa inferior se llaman enanas marrones mientras quelas estrellas de masa superior parecen no existir debi-do al lmite de Eddington. Su luminosidad tambin tieneun rango muy amplio que abarca entre una diezmilsi-ma parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol.El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrellase pueden relacionar mediante su aproximacin a cuerponegro con la siguiente ecuacin:</p><p>L = 4R2T 4e</p><p>donde L es la luminosidad, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T la temperatura efectiva.</p><p>1.2 Ciclo de vidaMientras las interacciones se producen en el ncleo, estassostienen el equilibrio hidrosttico del cuerpo y la estre-lla mantiene su apariencia iridiscente predicha por NielsBohr en la teora de las rbitas cuanticadas. Cuando par-te de esas interacciones (la parte de la fusin de materia)se prolonga en el tiempo, los tomos de sus partes ms ex-ternas comienzan a fusionarse. Esta regin externa, al noestar comprimida al mismo nivel que el ncleo, aumentasu dimetro. Llegado cierto momento, dicho proceso separaliza, para contraerse nuevamente hasta el estado enel que los procesos de fusin ms externos vuelven a co-menzar y nuevamente se produce un aumento del dime-tro. Estas interacciones producen ndices de iridiscenciamucho menores, por lo que la apariencia suele ser roji-za. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso,en la cual las fuerzas en pugna la gravedad y las in-teracciones de fusin de las capas externas producenuna constante variacin del dimetro, en la que acabanvenciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas msexternas no tienen ya elementos que fusionar.Se puede decir que dicho proceso de colapso termina enel momento en que la estrella no produce fusiones de ma-terial, y dependiendo de su masa total, la fusin entra-r en un proceso degenerativo al colapsar por vencer alas fuerzas descritas en el principio de exclusin de Pauli,producindose una supernova.</p><p>1</p></li><li><p>2 3 AGRUPACIONES Y DISTRIBUCIN ESTELAR</p><p>2 Formacin y evolucin de las es-trellas</p><p>Las estrellas se forman en las regiones ms densas delas nubes moleculares como consecuencia de las ines-tabilidades gravitatorias causadas, principalmente, porsupernovas o colisiones galcticas. El proceso se acelerauna vez que estas nubes de hidrgeno molecular (H2) em-piezan a caer sobre s mismas, alimentado por la cada vezms intensa atraccin gravitatoria. Su densidad aumentaprogresivamente, siendo ms rpido el proceso en el cen-tro que en la periferia. No tarda mucho en formarse unncleo en contraccinmuy caliente llamado protoestrella.El colapso en este ncleo es, nalmente, detenido cuandocomienzan las reacciones nucleares que elevan la presiny temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada lafusin del hidrgeno, se considera que la estrella est enla llamada secuencia principal, fase que ocupa aproxima-damente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidr-geno del ncleo de la estrella, su evolucin depender dela masa (detalles en evolucin estelar) y puede convertirseen una enana blanca o explotar como supernova, dejandotambin un remanente estelar que puede ser una estrellade neutrones o un agujero negro. As pues, la vida de unaestrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regi-das por la escala de tiempo nuclear separadas por brevesetapas de transicin dominadas por la escala de tiempodinmico (vase Escalas de tiempo estelar).Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximada-mente simetra esfrica por tener velocidades de rotacinbajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidady su radio ecuatorial es signicativamente mayor que suradio polar. Una velocidad de rotacin alta tambin gene-ra diferencias de temperatura supercial entre el ecuadory los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotacin enel ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que lospolos estn a una temperatura de 10 150 K y el ecuadora una temperatura de 7 900 K.[3]</p><p>La mayora de las estrellas pierden masa a una velocidadmuy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de ma-teria estelar son expulsados por el viento solar cada ao.Sin embargo, en las ltimas fases de sus vidas, las estrellaspierden masa de forma mucho ms intensa y pueden aca-bar con una masa nal muy inferior a la original. Para lasestrellas ms masivas este efecto es importante desde elprincipio. As, una estrella con 120masas solares inicialesy metalicidad igual a la del Sol acabar expulsando en for-ma de viento estelar ms del 90% de su masa para acabarsu vida con menos de 10 masas solares.[4] Finalmente, almorir la estrella se produce en la mayora de los casos unanebulosa planetaria, una supernova o una hipernova porla cual se expulsa an ms materia al espacio interestelar.La materia expulsada incluye elementos pesados produci-dos en la estrella que ms tarde formarn nuevas estrellasy planetas, aumentando as la metalicidad del Universo.</p><p>Adolescencia estelar.</p><p>3 Agrupaciones y distribucin es-telar</p><p>3.1 Estrellas ligadas</p><p>Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmenteunas con otras formando sistemas estelares binarios, ter-narios o agrupaciones an mayores. Una fraccin alta delas estrellas del disco de la Va Lctea pertenecen a sis-temas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para es-trellas masivas[5] y desciende hasta el 50% para estrellasde masa baja.[6] Otras veces, las estrellas se agrupan engrandes concentraciones que van desde las decenas has-ta los centenares de miles o incluso millones de estrellas,formando los denominados cmulos estelares. Estos c-mulos pueden deberse a variaciones en el campo gravi-tacional galctico o bien pueden ser fruto de brotes deformacin estelar (se sabe que la mayora de las estrellasse forman en grupos). Tradicionalmente, en la Va Lctease distinguan dos tipos: (1) los cmulos globulares, queson viejos, se encuentran en el halo y contienen de cen-tenares de miles a millones de estrellas y (2) los cmulosabiertos, que son de formacin reciente, se encuentran enel disco y contienen un nmero menor de estrellas. Desdenales del siglo XX esa clasicacin se ha cuestionado aldescubrirse en el disco de la Va Lctea cmulos estelaresjvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un nmerode estrellas similar al de un cmulo globular. Esos cmu-los masivos y jvenes se encuentran tambin en otras ga-laxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nubede Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.</p><p>3.2 Estrellas aisladas</p><p>No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios esta-bles; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separn-dose mucho de la agrupacin estelar en la que se forma-ron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campogravitatorio global constituido por la superposicin de loscampos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros,</p></li><li><p>3estrellas, objetos compactos y gas interestelar.</p><p>3.3 Distribucin estelar</p><p>Las estrellas no estn distribuidas uniformemente en elUniverso, a pesar de lo que pueda parecer a simple vis-ta, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral tpica(como la Va Lctea) contiene cientos de miles de mi-llones de estrellas agrupadas, la mayora, en el estrechoplano galctico. El cielo nocturno terrestre aparece ho-mogneo a simple vista porque solo es posible observaruna regin muy localizada del plano galctico. Extrapo-lando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar,se puede decir que la mayor parte de estrellas se concen-tran en el disco galctico y dentro de este en una regincentral, el bulbo galctico, que se sita en la constelacinde Sagitario.</p><p>3.4 La navegacin espacial y el posiciona-miento estelar</p><p>A pesar de las enormes distancias que separan las estre-llas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativasparecen jas en el rmamento. Gracias a la precisin desus posiciones, son de gran utilidad para la navegacin,para la orientacin de los astronautas en las naves espacia-les y para identicar otros astros (The American Ency-clopedia). Fueron la nica forma que tuvieron los mari-nos para situarse en alta mar hasta el advenimiento de lossistemas electrnicos de posicionamiento hacia mediadosdel siglo XX. Vase Estrella (nutica).</p><p>4 Estructura estelar</p><p>Corte transversal de nuestro Sol. Imagen:NASA</p><p>Una estrella tpica se divide en ncleo, manto y atmsfe-ra. En el ncleo es donde se producen las reacciones nu-cleares que generan su energa. El manto transporta dichaenerga hacia la supercie y segn cmo la transporte, por</p><p>conveccin o por radiacin, se dividir en dos zonas: ra-diante y convectiva. Finalmente, la atmsfera es la partems supercial de las estrellas y la nica que es visible. Sedivide en cromsfera, fotsfera y corona solar. La atms-fera estelar es la zona ms fra de las estrellas y en ellasse producen los fenmenos de eyeccin de materia. Peroen la corona, supone una excepcin a lo dicho ya que latemperatura vuelve a aumentar hasta llegar al milln degrados por lo menos. Pero es una temperatura engaosa.En realidad esta capa es muy poco densa y est forma-da por partculas ionizadas altamente aceleradas por elcampo magntico de la estrella. Sus grandes velocidadesles coneren a esas partculas altas temperaturas.A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambiosen el tamao de las capas e incluso en el orden en quese disponen. En algunas la zona radiante se situar antesque la convectiva y en otras al revs, dependiendo tantode la masa como de la fase de fusin en que se encuen-tre. As mismo, el ncleo tambin puede modicar suscaractersticas y su tamao a lo largo de la evolucin dela estrella.La edad de la mayora de las estrellas oscila entre 1000 y10 000 millones de aos; aunque algunas estrellas puedenser incluso ms viejas. La estrella observada ms antigua,HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 mi-llones de aos, muy cercana a la edad estimada para elUniverso, de unos 13 700 millones de aos.</p><p>5 Generacin de energa en las es-trellas</p><p>A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba culera la fuente de la increble energa que alimentaba lasestrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la po-ca resultaba viable. Ninguna reaccin qumica alcanzabael rendimiento necesario para mantener la luminosidadque despeda el Sol. Asimismo, la contraccin gravitato-ria, si bien resultaba una fuente energtica ms, no podaexplicar el aporte de calor a lo largo de miles de millonesde aos. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugeriren la dcada de 1920 que el aporte de energa procedade reacciones nucleares. Existen dos tipos de reaccionesnucleares, las de sin y las de fusin. Las reacciones desin no pueden mantener la luminosidad de una estrelladebido a su relativamente bajo rendimiento energtico y,sobre todo, a que requieren elementos ms pesados que elhierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. Elprimer mecanismo detallado de reacciones nucleares defusin capaces de mantener la estructura interna de unaestrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es vli-do para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva elnombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).An as, result que las temperaturas que se alcanzan enlos ncleos de las estrellas son demasiado bajas como pa-ra fusionar los iones. Ocurre que el efecto tnel permite</p></li><li><p>4 8 CLASIFICACIN</p><p>que dos partculas con energas insucientes para tras-pasar la barrera de potencial que las separa tengan unaprobabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al ha-ber tantas colisiones, estadsticamente se dan sucientesreacciones de fusin como para que se sostenga la estre-lla pero no tantas reacciones como para hacerla estallar.Existe un ptimo de energa para el cual se dan la mayo-ra de reacciones que resulta del cruce de la probabilidadde que dos partculas tengan una energa determinada Ea una temperatura T y de la probabilidad de que esas par-tculas se salten la barrera por efecto tnel. Es el llamadopico de Gamow.Una gran variedad de reacciones diferentes de fusin tie-nen lugar dentro de los ncleos de las estrellas, las cualesdependen de la masa y la composicin.Normalmente las estrellas inician su combustin nuclearcon alrededor de un 75 % de hidrgeno y un 25 % dehelio junto con pequeas trazas de otros elementos. Enel ncleo del Sol con unos 107 K el hidrgeno se fusionapara formar helio mediante la cadena protn-protn:</p><p>4H 2H + 2e+ + 2 (4.0 MeV + 1.0 MeV)2H + 2H 2He + 2 (5.5 MeV)2He 4He + 2H (12.9 MeV)</p><p>Estas reacciones quedan reducidas en la reaccin global:</p><p>4H 4He + 2e+ + 2 + 2 (26.7 MeV)</p><p>En estrellas ms masivas el helio se produce en un ciclode reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNOo ciclo de Bethe.En las estrellas cuyos ncleos se encuentran a 108 K ycuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares elhelio resultante de las primeras reacciones puede trans-formarse en carbono a travs del proceso triple-alfa:</p><p>4He + 4He + 92 keV 8*Be4He + 8*Be + 67 keV 12*C12*C 12C + + 7.4 MeV</p><p>La reaccin global es:</p><p>34He 12C + + 7.2 MeV</p><p>6 ComposicinLa composicin qumica de una estrella vara segn lageneracin a la que pertenezca. Cuanto ms antigua seams baja ser su metalicidad. Al inicio de su vida una es-trella similar al Sol contiene aproximadamente 75 % dehidrgeno y 23 % de helio. El 2 % restante lo forman</p><p>elementos ms pesados, aportados por estrellas que na-lizaron su ciclo antes que ella naciera. Estos porcentajesson en mas...</p></li></ul>