Introducción

En este trabajo trataré de abordar los temas de la forma más simple posible,  la mayoría de los fenómenos descritos se conocen de forma muy superficial,  aún,  y recién en los últimos 10 años se ha comenzado a entender en mejor  forma estos fenómenos, esto se debe principalmente al telescopio espacial  Hubble. Con respecto a por que el hombre debe fijar su mirada en el espacio existen  tres posibles respuestas: por razones económicas, se ha calculado que por  cada dólar invertido en el espacio se recuperan cinco en forma de múltiples  beneficios (nuevos materiales, tecnología, medicamentos, etc.). Por que cada  vez que miramos al espacio observamos nuestros orígenes, nuestro cuerpo, el  papel de este trabajo y todos los elementos químicos se forman durante el  ciclo de vida de las estrellas. Nosotros no existiríamos  si no hubiese  habido una estrella que conformara los elementos de nuestro cuerpo. Finalmente por que el hombre es un explorador por naturaleza, siempre  buscará llegar más lejos, donde ningún hombre llego antes.

¿Que es una estrella?

Es una gran masa de hidrogeno, helio y otros elementos, los que se  encuentran en estado de plasma. Emite luz propia, además de otras  radiaciones electromagnéticas, mediante procesos de fusión nuclear. Nuestra principal fuente de estudio de las estrellas es el Sol, es una  estrella típica,  que ya ha vivido aproximadamente 5.000 millones de años.

El Sol

El sol es una estrella G2 amarilla. Emite energía, como radiación  electromagnética (51.9 % infrarrojo, 41% visible, 7% ultravioleta y 0.1%  radio) y partículas como el viento solar. Es generada en procesos  termonucleares que ocurren en su núcleo y en sus poderosos campos  magnéticos. En su centro, a temperaturas cercanas a los 15 millones de grados, se  producen reacciones de fusión nuclear que transforman en núcleos de helio  unas 700 millones de toneladas de núcleos de hidrogeno por segundo. En este  proceso 5 millones de toneladas de materia son aniquiladas y transformadas  en energía pura, que viaja a través de las diversas capas del sol hasta  llegar a su superficie, la fotosfera, donde resplandece a una temperatura de  
5.500° Celsius. En el interior del sol se generan poderosos campos magnéticos cuyas líneas  de fuerza son alteradas por su rotación diferencial; al no tener la  consistencia de un cuerpo sólido las zonas ecuatoriales del sol giran a  mayor velocidad que las polares, estirando y enrollando los campos  magnéticos, que alterados asoman en la superficie de la fotosfera,  produciendo las manchas solares, zonas de menor temperatura (4.000° C) que  se ven oscuras contra el brillante fondo de la superficie solar. Junto a  estas aparecen las fáculas, zonas de mayor brillo y temperatura. Bajo la superficie visible del sol, el movimiento convectivo de los gases  también genera campos magnéticos que acumulan  energía, esta es liberada  como fulguraciones, grandes llamaradas de plasma recalentado hasta el millón  de grados, acerando los protones y electrones que pueden escapar de la  gravedad solar y dispararse al espacio. El proceso de perturbaciones en los campos magnéticos principales tiene un  ciclo de 11 años.

Estructura del sol

Núcleo central: de unos 280.000 Km. de diámetro, aquí ocurren los procesos  termonucleares de fusión. Esta formada por protones (H+) y en su centro van  quedando los núcleos de helio formados en la núcleo síntesis. Zona radiactiva: posiblemente de 350.000 Km. de espesor, la forman núcleos de  hidrogeno y helio, y electrones libres; aun a millones de grados de  temperatura. La energía  se irradia como fotones. Zona convectiva: con 200.000 Km. de profundidad, aquí la energía se  transporta mediante la convección (hervor) del plasma solar recalentado a un  millón de grados, sube en columnas tubulares de cientos de kilómetros de  diámetro y decenas de miles de kilómetros de longitud para volver a  descender enfriado a 10.000° por el exterior del tubo, recuperado por la  fuerza de gravedad. Estas estructuras son visibles en la superficie solar,  con el aspecto de gránulos. Esta zona gira en forma diferida entre el  ecuador solar y los polos. Fotosfera: superficie solar, de unos 100 Km. de espesor, donde  el plasma se  enfría hasta los 5.500º C permitiendo la aparición de átomos. Cromosfera: es la atmósfera solar, una tenue capa de gas de 10.000 Km.  de  alto, rica en gases pesados cuyas líneas espectrales ocultan parte del  espectro del sol. En esta capa se producen las fulguraciones y  protuberancias, inmensas prominencias que pueden durar semanas. Corona: es la capa atmosférica más externa y por su escasa densidad es  visible solo durante los eclipses totales; esta formada por plasma  recalentado a un millón de grados. Allá reina una intensa agitación  de  partículas atómicas producida por la actividad magnética del sol. Protones y electrones son acelerados a cientos de kilómetros por segundo,  permitiendo que algunas partículas escapen a la gravedad solar para  repartirse por el espacio interplanetario como viento solar, o rayos  cósmicos, cubriendo el conjunto del sistema solar.

EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS

La mayoría de las estrellas nace en grupos. El proceso de formación de las  estrellas se inicia en los  en las nébulas interestelares de hidrogeno y  helio molecular (90%  H Y 10% He) ejemplos son la nebulosa de Orión y del  Águila. Estas nébulas por acción de alguna fuerza se comienzan a contraer y a  encoger, pierde parte de la energía potencial gravitatoria. Esta es  convertida en calor, que en los primeros tiempos de la estrella embrionaria  puede escapar fácilmente, y así la nube permanece fría. Al aumentarla  densidad de la nube, se hace más difícil la salida para el calor, y así el  centro se calienta. Si la nube es lo suficientemente grande, el aumento de  la temperatura es el necesario para que ocurran reacciones termonucleares.  Esto genera más calor, y ocurre la combustión de hidrogeno en helio. Desde  este momento el objeto (HERGIG-HARO) es una estrella. El tamaño de las estrellas nacidas en grupos estaría controlado, al parecer,  por los llamados Glóbulos Gaseosos en Evaporación (EGGs) estas son regiones  de mayor densidad dentro de la nebulosa, que rodean a la protoestrella.  Estos EGGs protegen a la estrella de la foto evaporación causada por los  rayos U.V., a la vez que separan a la estrella de sus vecinas. Este proceso es marcadamente distinto del proceso que regula el tamaño de  las estrellas formándose en aislamiento. Algunos astrónomos creen que,  dejada a sus propios medios, una estrella continuara creciendo hasta que se  acerca al punto en que la fusión nuclear comienza en su interior. Cuando  esto ocurre la estrella comienza a soplar un fuerte viento que limpia el  material residual. Este material residual podría formar posteriormente a los  planetas.

Secuencia Principal

La luminosidad (magnitud absoluta) el color y la duración de una estrella  dependen de su masa, la cantidad de gas que incorporó y de su edad. La estrella después de su nacimiento vivirá en un continuo equilibrio entre  la fuerza de gravedad, que esta tratando de comprimir la estrella, y la  presión de radiación, que esta tratando de hacer que la estrella se expanda. Las estrellas como nuestro sol llevarán una larga vida, en cambio las  estrellas de gran masa viven menos tiempo. 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  esta, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro sol tiene  probablemente suficiente combustible para otros 5.000 millones de años  aproximadamente, pero estrellas más masivas pueden gastar todo su  combustible en tan solo 100 millones de años. Cuando una estrella se queda  sin combustible, se enfría y cambia de color: desde el azul al blanco; luego  al amarillo; al naranja; y al rojo final de su vida. Esta es la llamada  secuencia principal de las estrellas, que para la mayoría dura unos 10.000  millones de años.

Clases de estrella

Clase O

Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas de helio, oxigeno y  nitrógeno, además de las líneas de hidrogeno. El grupo O que comprende las  estrellas muy calientes, incluye tanto las que muestran espectros de línea  brillante de hidrogeno y helio, como las que muestran líneas oscuras de los  mismos elementos.

Clase B

En este grupo, las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la  subdivisión B2 y palidece progresivamente en subdivisiones más altas. La  intensidad de las de hidrogeno aumenta en forma constante en todas las  subdivisiones. Este grupo esta representado por la estrella Épsilon Orionis.

Clase A

Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrogeno dominados por las  líneas de absorción del hidrogeno. Una estrella típica este grupo es Sirio.

Clase F

En este grupo son fuertes las llamadas líneas de calcio H y K y las líneas  características de hidrogeno.

Clase G

Este grupo comprende estrellas con prominentes líneas de hidrógeno. También  están presentes los espectros e muchos metales en especial el hierro. El Sol  pertenece a este grupo y, por lo tanto, a las estrellas G se les denomina  con frecuencia estrellas de tipo solar.

Clase K

A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas de calcio y  líneas que indican la presencia de otros metales. La luz violeta del  espectro es menos intensa, comparada con la luz roja de las clases antes  mencionadas. Este grupo esta tipificado por Arturo.

Clase M

Este grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que  resultan de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las de  oxido de titanio. El final violeta de espectro es menos intenso que el de  las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Todas estas características son compatibles con la conclusión de que las  estrellas de estas clases son todas de similar composición química y están  organizadas en un orden de temperatura de mas caliente a mas frío. Las  temperaturas de la superficie de varios grupos son aproximadamente  las  siguientes: O, 22.000° C; B, 13.900° C; A, 10.000° C; F, 6.650° C; G, 5.540°  C; K, 3.870° C; y M, 1.760° C. La temperatura en el centro de la estrella  media es de unos 20.000.000° C.

Las estrellas salen de la secuencia principal para morir.

Estrellas de masa pequeña:

El conocimiento acerca de esta clase de estrellas es puramente teórico. Son estrellas que tienen alrededor de 0,08 masas solares, no inician el  proceso de fusión del hidrogeno en gran escala y solo brillan un corto  tiempo mientras terminan de contraerse. Su secuencia principal sería mayor  que la edad del universo!!, Por lo tanto ninguna de las estrellas ha  evolucionado tanto.

Estrellas de masa mediana:

Estas estrellas, como nuestro sol, pasan una existencia sin distinción, pero  su final es de los más espectaculares. Cuando la estrella completa entre el 90%  el 95% de pacifica vida ha agotado  la mayoría de su hidrógeno. La estrella entrara en las últimas etapas de su vida, ganará tiempo  transformando el helio en carbono y oxigeno. Su núcleo comienza a perder calor y este es absorbido por las capas  exteriores de la estrella, causando que se hagan 3.000 veces más luminosas,  y entonces que se expandan e, irónicamente, que se enfríen. Se forma una  Gigante Roja. La superficie de la estrella pulsa y se estremece, además sopla un llamado  “viento lento”, que viaja a 16 KM/S. Este viento va desnudando a la estrella  de sus capas exteriores y deja su núcleo desnudo constituido de oxigeno y  carbono. Después de desnudarse de sus capas exteriores, la temperatura superficial  del núcleo pasa de los 6.000°C  en una estrella como el sol a unos  
140.000°C. La estrella densa de carbono y oxigeno no es mucho mayor que la tierra!.
La luz ultravioleta de esta superficie intensamente caliente se dirige hacia  las anteriores capas de la estrella, que todavía se están moviendo hacia  afuera a 16Km/s. Esta luz es tan energética que causa que el gas fluoresca,  formando las brillantes nebulas planetarias, que rodean a las estrellas  moribundas. Un nuevo viento, que lleva muy poca masa, pero mucha energía es soplada  hacia fuera a 1.600Km/s. Este es el viento rápido y ayuda a esculpir las  nebulosas planetarias, creando sus hermosas figuras. La estrella que ha perdido la mayoría de su masa, dejará solo un núcleo de  una gran densidad tanto que una cucharada de material de la estrella pesaría  toneladas, ahora será una enana blanca que se enfriara gradualmente en el  curso de millones de años hasta finalmente convertirse en un cuerpo frío  llamado enana negra.

Estrellas de gran masa:

Estas estrellas tienen una vida bastante corta debido a que mientras más  masiva es,  más combustible necesita para seguir brillando. De no ser por la  rapidez de su vida llevarían una vida muy similar a la de las estrellas de  masa mediana, pero por tener una masa 5 veces mayor a estas se convertirá en  una supergigante roja.

Supernovas

Corresponden a la explosión de una supergigante roja, al estallar su brillo  es tan intenso que opaca el brillo de todo el resto de las estrellas de su  galaxia!! Y aparece como estrellas nuevas, por unos días, de ahí el nombre. Se clasifican en Supernovas de tipo I y II.

Supernovas Tipo I

Son las más brillantes y se originan a partir, generalmente, de un sistema  binario, donde uno de los participantes es una enana blanca. Este par de estrellas pierde su posición y se van acercando gradualmente,  hasta que están tan cerca que la gigante roja pierde materia, la que es  “robada” por la enana blanca, en jirones y es incorporada a ella. Al ver la enana blanca aumentada su masa sobrepasa el nivel crítico y la  estrella colapsa en una gigantesca explosión que la podría convertir en un púlsar o  en un agujero negro.

Supernovas Tipo II

Este final corresponde a las estrellas sin compañera. La estrella  parte generando helio a partir de hidrogeno, después de un  tiempo el helio es transformado en carbono y oxigeno. Así sucesivamente  hasta llegar el hierro, este elemento tiene la particularidad de que para  producirlo se gasta energía, en vez de generarla, lo que rompe el equilibrio  entre la gravedad y la presión de radiación. La estrella se contrae hasta  quedar reducido a un núcleo de unos 10km y se provoca una onda de choque que  atraviesa la estrella en cerca de 2 horas y la hace explotar a cerca de  
15.000 Km. /h. En esta explosión se producen los elementos de mayor peso atómico que el hierro.

Pulsares

Esta clase de estrella fue descubierta en 1967 por Jocelyn Bell y Anthony  Hewish en el observatorio de radio astronomía Nuffield en Cambridge. Se originan a partir de las supernovas, son menores que las enanas blancas,   sus núcleos tienen alrededor de 10km de diámetro y son muy densas. Además  están muy magnetizadas y giran muy rápido (desde 1 vez por segundo hasta  
632 veces por segundo), emiten radiaciones en forma de ondas de radio, luz, rayos X y rayos gamma.

Agujeros Negros

Fueron descritos por primera vez en 1796 por el matemático francés Pierre  Laplace. Estos cuerpos se originan a partir de la explosión de una supernova. Su principal característica es que son cuerpos muy densos y que tienen una  velocidad de escape mayor que la velocidad de la luz (que es la mayor  velocidad que puede alcanzar un cuerpo en el universo), por lo tanto la luz  no puede escapar de ellos. Aún se discute su existencia debido a que no se pueden ser detectados en  forma directa y solo se pueden apreciar por los efectos que causan a sus  vecinos.