martes, 5 de octubre de 2010

Historia de una estrella

Las estrellas, los objetos más energéticos del universo, generan energía gracias a la fusión y gracias a estas hay diversidad elemental en el cosmos, gracias a estas existen los planetas, la vida y nosotros. Son las fábricas de átomos pesados, sintetizador de energía, y generadores de radiación electromagnética que trajo vida a nuestro planeta.

El nacimiento de una estrella es complejo y convergen inmensas fuerzas que son capases de generar la fusión nuclear, el 3er proceso más energético existente luego de los choques de anti-materia y el Big Bang.

Las estrellas nacen en gigantes cúmulos de gas y polvo espacial, creados gracias a choques de galaxias o súper novas, estos son llamadas Nebulosas. Las Nebulosas están compuestas por hidrogeno y helio, los elementos mas simples, y dependiendo si la nebulosa es de una supernova de 2da generación o mayor, hay elementos mas pesados. El H comprende el 90% de la nebulosa y es el combustible de la fusión.


Aquí nace una estrella, cuando las nubes empiezan a caer sobre si mismas formando cúmulos, en ocasiones tan grandes como toda la nebulosa variando de 10-100 parsecs y al acumularse mas, genera gravedad lo que acelera la formación estelar. La nube empieza a fragmentarse en “clumps” y estos en núcleos proto estelares que son la 1era fase en la formación de estrellas.

La masa homogénea de la nube acaba de formar una esfera de gas en el centro, que se contrae diferenciándose del resto de la nube. La proto-estrella genera mas energía gravitatoria, y aunque aproximadamente el 50% se irradia el otro 50%, se revierte para calentar a esta. La proto-estrella entra en una lucha épica entre la gravedad, que comprime a esta y las reacciones termonucleares recién formadas en su interior que la expande, una vez que una estrella entra en el estado de fusión no hay marcha atrás, y la estrella estará casi formada. La metalicidad en una estrella es muy importante, ya que muestra de que generacion es la estrella, porque al principio del universo. Casi todos los elementos eran Helio, Hidrogeno y litio.

La masa que rodea a la estrella se convertirá en discos de acrecentamiento, que luego serán planetas, orbitando a la estrella recién formada, esta fase es llamada pre-secuencia principal o PSP y termina cuando la mayor parte de la nube se convierte en la estrella o planetas y la estrella abandona su nebulosa de origen.


La siguiente fase comprende el 90% de la vida de la estrella, y es en la que se quema hidrogeno en los procesos de fusión, y transporta la energía producida a la superficie, donde enciende las galaxias. En este periodo las estrellas pueden realizar la fusión estable por aproximadamente 2-3 x 109 años, las estrellas más masivas solo por mil millones de años, las estrellas de tamaño medio como el sol podrán por aprox 1012 años y las pequeñas como las enanas rojas duraran por muchísimo mas tiempo.


En las estrellas se pueden encontrar numerosos procesos de fusión el más importante las cadenas proton-proton o fusión primaria, en la que 2 iones de protio chocan a inmensas velocidades debido a su estado plasmático y a las inmensas gravedades. El proceso funde los protones generando deuterio, un positrón que inmediatamente choca con un electrón generado así energía en 2 fotones gamma cargados de 1.02 MeV, y un neutrino que porta una carga energética de O.42 MeV. Esta primera cadena es conocida como reacción limitante ya que es muy lenta porque tiene que transformar un protón a un neuron. La reacción termina cuando el deuterio es fusionado con protio para formar helio-3 y un fotón de energía 5.49 MeV dando así, por cada 3H, genera 13He y 3(y) con una carga aproximada de 6.93 MeV, por lo tanto 2.31 MeV por protón, lo que muestra la supremacía de la fusión sobre la fisión.


Las cadenas de fusión continúan, pero las consecuentes varían dependiendo de las temperaturas de las estrellas. La cadena P-P I es dominante a T de 10 a 14 MK, por debajo esta no produce mucho Helio-4, empieza con el choque de 23He, que se convierten en 4He, 21H y un neutrón que se convierte en 12,86 MeV.


La cadena P-P II es dominante a T de 14-23 MK. Esta inicia con la colisión de 4H y 3H, produciendo berilio-7 y un y, luego el 7B choca con un electrón y produce litio-7 y un Ve, luego el 7Li choca con protio o que genera 24H.


La cadena P-P III es dominante a T que exceden los 23 MK, aunque no es la principal fuente de fusión debido a que muy pocas estrellas cumplen con la temperatura en su núcleo. Esta reacción genera los neutrinos más energéticos con aproximadamente ≤ 14.06 MeV. La cadena empieza con el choque de 24He, resultando en berilio-7 y un protón, luego el 7Be Colisiona con protio resultando en Boro-8 y en un y él, el 8B decae en 8Be, e- Y un Ve. Finalmente la reacción termina cuando el 8Be decae en 24He.


Las reacciones HeP (Helio-protón) y PeP (protón-electrón-protón) no son muy importantes, pero ayudan en la producción de energía en la estrella. La cadena HeP inicia con el choque de Helio con un protón, lo que genera 4he, Ve y un e+.


La cadena PeP es mucho más rara ya que requiere de la colisión de 3 partículas, 21H+ y un e-, resultando en deuterio y un Ve. La reacción PeP ocurre aproximadamente 1 ves cada 400 otras reacciones, lo que la hace ocurrente, pero rara en comparación. Los neutrinos de estas reacciones son mas energéticos que en las cadenas básicas de P-P, con 1.44 MeV.


Otros procesos más complejos de fusión nuclear en las estrellas pueden verse en el ciclo CNO (carbono-nitrógeno-Oxigeno) y convierte también el hidrogeno en Helio. Este ciclo, aunque presente en estrellas de la masa del sol o mayor, es dominante en las estrellas más masivas, y produce grandes cantidades de C, N y O. las reacciones de este ciclo son:

12C+1H→13N+y+1.95 MeV
13
N→13C+ (e+)+Ve+1.37 MeV

13C+1H→14N+y+7.54 MeV

14N+1H→15O+y+7.35 MeV
15
O→15N+(e+)+Ve+1.86 MeV

15N+1H→12C+4He+4.96 MeV

Este ciclo al completarse logra la fusión de cuatro protones, una partícula alfa, 2 e+, 2 Ve, y libera energía en forma de rayos gamma. El núcleo de 12C no es considerado un complemento del ciclo CNO ya que se regenera en el proceso. Existe un final alternativo para la reacción la cual no produce 12C y U, si no 46O y (Y) continúa así:


15
N+1H→16O+Y
16
O+1H→12F+Y
47
F→12O+e++Ve
17
O+1H→14 N+4He

Este proceso al igual que las cadenas PP, HeP y PeP utilizan muchísimo 1H, y cuando éste empieza a escasear en la estrella llega el último proceso de fusión, ya que en los otros procesos generan mucho 4He o partículas alfa éstas también se fusionan en un proceso llamado proceso triple alfa.

Este sólo ocurre en estrellas muy viejas en el núcleo en donde hay mucho calor aproximadamente 108K, este inicia con la colisión de 2a, generando 8Be que es muy inestable, y sino choca con otra a en aproximadamente 2.6 10-16 segundos este decaerá en 24He, pero si hay una colisión éste se convertirá en 12C y un fotón gama con carga 7.867 MeV. En este proceso gracias a la inestabilidad del 8Be es muy improbable, aunque aún está puede ocurrir con Berilio más estable producido por otros procesos.

El proceso triple alfa también puede producir elementos mas pesados que el 12C, como el 16O y 20Ne, colisionando constantemente con partículas a, liberando fotones. Actualmente no es conocido el elemento más pesado producido por esta reacción aunque se cree que es el Hierro-56, aunque producido con enorme dificultal.

La producción de elementos mas pesados son el producto de la núcleosíntesis estelar, la cual está hecha por 2 procesos principales: la captura neutrónica, en la que un neutrón choca con un núcleo y de suerte no se fisiona, por lo que crea un elemento más pesado, esta reacción necesita que los 2 complementos vayan a una velocidad similar, por lo que su estado de excitación gracias a su temperatura debe ser similar. También está el proceso RP, captura rápida de protones, esta es similar a la captura neutrónica, y comparte sus requisitos pero es más escasa, ya que al agregar más protones en núcleos se puede volver inestable, y fraccionarse. De todos modos es la forma más común de elementos nuevos, aunque se cree que no produce elementos mas pesados que el Telurio.


Cuando el hidrogeno desaparece en el centro de la estrella, así acabando la SC e iniciando la vejez de la estrella. Las estrellas de masas Solares menores a 4, como nuestro sol entrarán en la fase SubG, o sub gigante, en la cual el H esta así acabado, por lo que la estrella se hincha y su superficie se enfría. Este es un estado intermedio entre la SC, y la fase de gigante roja o GR.


La estrella al entrar a esta nueva fase evoluciona a temperaturas más bajas, hasta alcanzar un nivel crítico, que hace que es su luminosidad aumente espectacularmente mientras la estrella se expande continuamente hasta alcanzar un radio de 100 millones de kilómetros. Se estima que en 5-6 millones de años el sol alcanzará esta etapa y devorara a mercurio y a Venus.

Cuando la estrella alcanza los requerimientos para el proceso triple alfa, abandona su estado de GR, y cambia gracias a los subproductos de los procesos de fusión nuclear que se dirigen a su superficie cambiándola dependiendo de su metalicidad. Si su metalicidad es alta, la siguiente fase es llamada AP, O apelotonamiento rojo, en el cual el proceso triple alfa es muy eficaz gracias a la gran cantidad de carbono. Las estrellas del menor metalicidad entran en la fase rama horizontal, o RH, en la cual la fusión triple alfa es más rápida gracias a el contenido casi puro de He, pero no se producen muchos elementos pesados. Las estrellas menores de 0.5 MS no entran a estas fases, ya que su núcleo nunca alcanza las temperaturas necesarias para fusionar partículas alfa, y van directamente a la fase de muerte.

Las estrellas que logran terminar todo el helio entran a la rama asintótica gigante o RaG, en esta se continua el incremento de luminosidad y expansión de la estrella, como ocurrido con la fase de GR, en esta fase será lo más luminoso que jamás llegará, y entrará en una forma inestable quemando diferentes subproductos como es 12C sólo para mantenerse en funcionamiento. Así acabara la vejes de estrellas de tamaño pequeño.

Para las estrellas de una masa media, (9MS<30ms)><30ms)>

1. las temperaturas de su núcleo son tan elevadas como para quemar los subproductos del PTA

2. La luminosidad es tan elevada que acelera la vejes, a unos pocos millones de años.

3. Las estrellas mas masivas sufren una tasa de pérdida de masa mucho mayor que otras estrellas de menor masa.

Por esto las estrellas de tamaño medio sufren fases sucesivas de quemado de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio. Por esto es que en las estrellas recorren las fases muy rápidamente, en miles de años. La primera fase es SGAz o súper gigante azul, en la que se acaba el h, por lo que la estrella continúa con la luminosidad constante, pero la temperatura superficial decreciendo rápidamente, con temperaturas de 20 000K, a la siguiente fase de 6000K en la superficie, llamada súper gigante amarilla o SGAm, en lo que ocurre básicamente lo mismo que en la SGAz, pero ésta al llegar a una temperatura critica evoluciona a una súper gigante roja o SGR estos objetos son las estrellas en tamaño más grandes del universo, y tienen una órbita de masa expulsada por la estrella gracias a su alta tasa de pérdida de masa. Así la vejes de las estrellas de masa media elevada, termina con un objeto gigante con una luminosidad impresionante.

Las estrellas más masivas por otra parte sufren un destino más oscuro, ya que aunque estas tienen más combustible que las otras estrellas, pero tienen temperaturas tan elevadas que lo queman más rápido, y por esto sus vidas son muy cortas, y su tasa de pérdida de masa es la mayor que de las estrellas.

Cuando la estrella súper masiva mayor a 30MS empieza a agotar su hidrogeno la luminosidad de esta estrella varía, entre la misma y una forma más opaca, también la estrella se expande y empieza a emanar sus cortezas exteriores, esta fase es considerada como fase de variable luminosa azul, o VLA.

La fase consecuente es la estrella wolf-rayet, esta gracias a su inmensa cantidad de pérdida de masa y a su completa falta hidrogeno de emana grandes cantidades de helio, carbono oxígeno y nitrógeno, porque aunque su núcleo es tan caliente que aún puede fusionar estos elementos, no hay gravedad suficiente para mantenerlos juntos por mucho tiempo. Estas estrellas tienen los vientos Solares más violentos que hace que la estrella pierda masa aceleradamente. Una estrella wolf-rayet puede haber iniciado la SP con una masa de 100MS, y terminarla con 8MS.

La muerte de una estrella no es necesariamente violenta, como se puede ver en el caso de las estrellas de menor de 10Ms en las cuales luego de la fase GR para estrellas pequeñas y la fase RAG para estrellas mayores, pierde todas sus cortezas exteriores y emana una enorme cantidad de material, con todo el hidrógeno, carbono, oxígeno, nitrógeno y helio remanente de los procesos de fusión. Esta nueva nube se llama nebulosa planetaria, y es así con la muerte de una estrella se crean nuevas estrellas de esta nebulosa, que luego empiezan de nuevo el ciclo. El remanente de la estrella es un núcleo, que aún brilla e ioniza el hidrogeno circundante lo que hace brillar a la nebulosa, esta estrella es llamada enana blanca y tiene un calor de aproximadamente 1000 000K, esta estrella no produce energía y la perderá constantemente hasta apagarse y convertirse en una enanas negra, una ceniza estelar que se fraccionara periódicamente.Por otra parte las estrellas con más de 10MS mueren siempre de una forma muy violenta ya que éstas tienen tanta temperatura que queman todo tipo de producto producido por la fusión nuclear, así sacando el máximo de provecho a la energía nuclear disponible en la estrella. La fusión continúa para sacar toda energía posible, hasta que llega a la fusión de silicio con el Hierro que es completada en escala de días gracias a la escasez de estos materiales, luego la estrella se convierte en un estado sumamente inestable por lo que muere de una de las siguientes formas dependiendo de su masa y metalicidad:

  1. Para las estrellas de masas menores, y la mayoría de todas las estrellas será una explosión gigante en la cual la estrella liberara toda la energía que aún tiene, tanta como emitió en toda su vida, como un último grito antes de morir. También creando una nebulosa extensa y brillante. Su núcleo termina siendo un lugar de inmensa densidad 8.4x1016 a 1018 Kg/M3. Está estrella es conocida como estrella de neutrones, que como su nombre lo indica contiene un gran número neutrón que ha logrado escapar de la supernova. Aunque se cree que en este reside el mítico elemento neutrónio, también llamado elemento cero, se cree que las grandes fuerzas de gravedad comprime en varios neutrones juntos. Las estrellas de neutrones emiten mucha radiación, por lo que la estrella aún es una fuente fuerte de energía.

2. Una forma de morir en las estrellas, es la existencia teórica de la estrella de quarks, creada igual que la de neutrones, sino que es un estado intermedio entre ésta y el agujero negro. Esta estrella exótica se cree que contiene el plasma quarks-gluones, como existía en el principio del universo, unido por la reacción nuclear fuerte. Esta estrella es sólo teórica ya que no se han encontrado ninguna aún.

3. Para las estrellas de MS inicial superior a 30, las capas superiores de la estrella no resistirán las fuerzas gravitatorias, y colapsaran sobre su núcleo creando un agujero negro que absorberá todo aquello a su alrededor, y en ves de una supernova, se produce un brote de rayos gamma, o BRG, por los puntos de menos fuerza magnética.

4. En las estrellas de baja metalicidad o de tamaños astronómicos (140 a 260MS) genera una explosión de supernova electrón-positrón la cual extermina todo rastro de la estrella, dejando una nebulosa enorme y una luminosidad remanente.

Así desde el nacimiento hasta la muerte las estrellas, las fábricas del universo, los generadores de energía hacen que el universo sea un lugar especial, y el motor de las estrellas es la fusión la que las alimenta, que trajo vida a nuestro mundo, y algún día la tomará de él.











viernes, 1 de octubre de 2010

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