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Julieta Fierro

Evolución estelar

Tos cuerpos celestes están en evolución,L y desde luego, las estrellas no son laexcepción. Estos cuerpos celestes, queno son más que soles vistos a grandesdistancias, poseen masas muy variadas:los hay cientos de veces más masivosque el Sol y de hasta una sexta parte desu masa. Puesto que las estrellas son elprincipal objeto de estudio de la astro­nomía, explicar su origen es unproblema de gran actualidad y centralpara la astrofísica. Nunca se ha obser­vado directamente el nacimiento deestos astros, se piensa que se formandentro de las partes más densas de lasnubes interestelares, que por ser opacasimpiden observarlo directamente.

.1. Formaciim estelar

El espacio que está entre los cuerpos ce­lestes no está vacío, sino que está per-'meado por gas y polvo. Las densidadesde la materia interestelar son muy bajascomparadas con la de la atmósfera.Existen zonas en donde la densidad esmayor que la del medio interestelarpromedio y la temperatura es particu­larmente baja, -263 C, llamadas nubesmoleculares. Se piensa que en el inte­rior de las nubes moleculares nacen lasestrellas nuevas.

Las nubes moleculares están en equi­·Iibrio, es decir la fuerza gravitacional esexactamente igual a la de la presión in­terior, por consiguiente la nube estáautogravitante, la fuerza que tiende aque se colapse está equilibrada porla turbulencia 'interna. Pero si por al­guna razón la fuerza gravitacionalaumenta sustancialmente en algunaregión de la nube, ésta empezará a cap­.turar más y más gas Ypolvo, y aumen-

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tará de tamaño y densidad, se romperáel equilibrio y la región densa de lanube aumentará de masa. Si la cantidadde materia aglutinada es lo suficiente­mente grande para que la temperaturaen el centro llegue a varios millones degrados, de tal manera que se inicienlas reacciones nucleares, nacerá unaestrella.

La razón por la cual la materia que."cae" se calienta es que la energía gra­vitacional de la nube se convierte enenergía térmica cuando ésta se contrae.Podemos comprobarlo fácilmente; siamarramos una piedra a un hilo y ladejamos caer dejando que el hilo se des­lice entre nuestro pulgar y nuestroíndice, nuestros dedos se calentarán, yhabremos comprobado de esta maneraque la energía gr~vitacional se convirtióen calorífica.

Como las estrellas nacen dentro de lasnubes moleculares, cuando están reciénformadas se encuentran rodeadas dematerial que sobró de su creación y nolas logramos observar. De hecho nuncase ha observado la contracción de al­guna nube molecular para dar lugar auna estrella.

La estrella recién formada, además.de radia~ energía luminosa, produce unviento estelar de partículas. Dado que esuna esfera de gas incandescente, se estáevaporando, y arroja gases al espaciocircundante, en todas direcciones. Pocoa poco el viento estelar empieza a "lim­piar" a los gases que rodean a la estrellahasta que logramos observarla. El polvocaliente emite radiación en el infra­rrojo, así que se observa en regionescercanas a estrellas muy jóvenes, rodeá­das del polvo que sobró de su forma­ción, al que están calentando: a estos

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objetos se les conoce como "capullosestelares" .

Algunas veces la nube de la cual semoldea la estrella nueva tiene formade disco. Cuando la estrella nace en sucentro es más fácil que el viento estelary la radiación emerjan de la nube endirección perpendicular al disco; en es­tas ocasiones se producen los flujosbipolares, es decir chorros de partículasy luz que salen en direcciones opues-·tas de un disco opaco. Varios astróno­mos mexicanos, como J. Cantó, S.Lizano, J. Franco y L. F. Rodríguez losestudian, tanto teórica como observa­cionalmente.

2. Evolución estelar dependiente dela masa

La vida subsecuente de la estrella reciénnacida dependerá de su masa inicial.Las estrellas más masivas queman rápi­damente su combustible y viven J ,uypoco, en cambio las poco masivas y pe­queñas lo queman despacio y tienen unaevolución varias decenas de miles de ve­ces más larga.

a) Estrellas poco masivas

No se conoce a ciencia cierta cuánto esla masa mínima que debe tener una es­trella para encenderse. Por ejemplo,aunque la Tierra es un cuerpo celeste,que al igual que estos astros se formó apartir de una nube molecular, no es unaestrella porque la temperatura en sucentro no es lo suficientemente elevadacomo para que se produzcan reacciones­nucleares. (La temperatura del centrode la Tierra es de 10 000 grados, en

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cambio la del Sol es de 15 ~illones ~egrados.) Sin embargo, es posIble que Ju,-piter haya sido una estrella que ya agotosu combustible y que sólo estuvo "en­cendida" algunos millones de años. Sepiensa que Júpiter fue estrella. porquelo, su satélite más cercano, no tiene unagruesa capa de hielo como la queposeen los satélites más alejados. Es po­sible que Júpiter haya producido unacantidad apreciable de energía comopara destruir los hielos de lo. Los astrosparecidos a Júpiter se conocen comoestrelluelas o estrellas enanas cafés ytodavía no se estudian con gran detalle,ni siquiera se tiene la seguridad de queexistan.

Las estrellas peq ueñas se formancomo las demás, dentro de nubes de gasy de pot'vo; esta etapa dura algunos mi­les de años. Su evolución subsecuente eslenta, unos cien mil millones de años.Como el resto de las estrellas su fuentede energía es la transformación de hi­drógeno en helio. Cuando agotan sucombustible se enfrían pausadamentehasta convertirse en cuerpos sin luzpropia. Su vida promedio es de unos20000 millones de años.

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b) Estrellas enanas cafés

Para emitir luz, una estrella requiere deuna masa mínima por debajo de la cualno logra realizar reacciones termo­nucleares y por consiguiente no se en­ciende.

Como comentamos, Júpiter, porejemplo, que es 80 veces menos masivoque el Sol, está justamente en la fron­tera entre ser un planeta y una estrella;su presión y temperatura centralesno son lo suficientemente elevadas paraseguir desencadenando reacciones nu­cleares que lo harían brillar.

Cuando se realizan conteos estelaresse encuentra que existerr muy pocas es­trellas masivas y muchas poco masivas:hay cientos de estrellas de la masa delSol por cada estrella muy masiva.Asimismo, existen cientos de estrellasmenos masivas que el Sol por cada unacomo nuestro astro. De continuar estatendencia se esperaría que hubiera mi­les de cuerpos parecidos a Júpiter pórcada .501 y cientos de miles del tamañode la Luna; pero desde luego que e~tos

cuerpos no son brillantes y por consi­guiente son muy difíciles de detectar.

c) Estrellas con masa cercana a la del Sol

Las estrellas con masa intermedia, comoel Sol, también nacen en e! interior denubes moleculares. Sus existencias son'de unos diez mil millones de años. ElSol ha vivido más o menos la mitad dela suya. Este grupo de astros es muyinteresante porque algunos de ellosnacen dentro de los discos que mencio­nábamos én la sección anterior, y es

'precisamente dentro de estos discos endonde se forman los planetas. Estudiosteóricos recientes realizados en' Japónparecen indicar que si estos discos rotanmuy lentamente se formará una estrellarodeada de anillos, similares a los de Sa­turno; si el disco rota despacio e! mate-

. rial que lo forma se condensará en pol­vos cada vez mayores, los polvos seaglutinarán para formar rocas, las rocaschocarán y se irán pegando unas conotras y de esta manera irán creciendomás y más hasta formar' planetas. Si

. la velocidad de rotación de! disco es ele­vada se integrará un sistema doble(de hecho la mitad de las estrellas sonbinarias).

La teoría que hasta el momento

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parece explicar mejor la formación delsistema Solar, supone que el Sol se mol­deó dentro de una nube molecular yque los planetas nacieron por la aglome­ración del material sobrante del disco.Todo parece indicar que el Sol seencendió antes de que se formaran losplanetas, por consiguiente todos los ma­teriales volátiles cercanos al Sol se eva­poraron en las primeras etapas desu vida, y en consecuencia los planetascercanos al Sol carecen casi completa­mente de este tipo de sustancias. Porejemplo la composición química del Soly la de Saturno son muy parecidas:ambos cuerpos son enormes esferasgaseosas, 90% de las cuales son gas hi­drógeno. En cambio Mercurio, Venus yla Tierra son más bien grandes rocascarentes de las sustancias volátiles quedeben haber existido en la nube que lesdio origen.

Como mencionamos con anteriori­dad, las estrellas brillan debido a que ensu núcleo se llevan a cabo reaccionesnucleares, durante las cuales se trans­forman núcleos de' hidrógeno en nú­cleos de helio. Los núcleos de heliotienen menos masa que los de hidró­geno que los formaron, el excedeñtede masa se transforma en energía deacuerdo a la relación: E=mc2

, 'donde Ees la energía, Ql es la masa y c es la velo­cidad de la luz. Como esta última esmuy grande basta un pequeño exce­dente de masa para que se libere grancantidad de energía.

oo.

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Cuando una estrella de masa similar ala del Sol agota su hidrógeno en el nú­cleo, empieza a fusionarse el helio y aproducir elementos más pesados comoel carbono, el nitrógeno y el oxígeno.Al hacer esto se libera mayor cantidadde energía que cuando se quema elhidrógeno, como consecuencia la es­trella se hincha y se convierte en unaestrella gigante roja.

Poco tiempo después de que las estre­llas de masas similares a las del Sol seconvierten en gigantes rojas oscilan ylanzan al espacio sus atmósferas exten-,didas convirtiéndose en "nebulosasplanetarias". Las nebulosas planetariasson las envolventes gaseosas y brillantesque rodean a un núcleo estelar pequeñoy caliente, también conocido comoestrella enana blanca. Las nebulosas pla­netarias llevan este nombre debido aque cuando se observaban a través delos telescopios del siglo XVIII parecíandiscos verdes brillantes parecidos aUrano y Neptuno; ahora conservan estenombre por razones históricas.

Al final de su evolución una estrellaparecida al Sol será' un núcleo estelarrodeado por una envolvente que se iráexpandiendo e incorporando lenta­mente al medio interplanetario, a unavelocidad de 20 kilómetros por segundo(la Tierra rota alrededor del Sol a 30kilómetro~ cada segundo). La estrellaenana blanca se enfriará hasta conver­tirse en una enana negra y en esteestado permanecerá siempre.

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d) Estrellas de masa elevada

Al igual que el resto de las estrellas, lasque poseen mucha materia se 'formanen el interior de nubes de gas y depolvo. Cuando nacen tienen temperatu­ras tan elevadas y vientos estelares tanfuertes que rápidamente calientan y dis­persan la envolvente gaseosa que les dioorigen. L~ radiación ultravioleta de lasestrellas calienta al gas circundante,aunque esté a grandes distancias, lo io­niza y lo hace brillar. Las nubes de gasinterestelar brillante que se muestranen los libros de astronomía, como la ne­bulosa de Orión, son gas ionizado porestrellas masivas recién nacidas.

Debido a su gran masa, la tempera­tura de estas estrellas es muy alta, yaque la enorm'e presión en su interiorfacilita las reacciones nucleares. Estasestrellas llamadas gigantes azules vivenmuy poco tiempo en comparación conlas demás ya que rápidamente agotan sucombustible. Una estrella gigante azulvive solamente un millón de años, querealmente es muy poco comparado conlos cien mil millones de años que viviráel Sol. Existen algunos mosquitos queviven cien mil veces menos que noso­tros, sólo unos cuantos minutos. Cabeseñalar que hace un millón de años ape­nas si aparecieron los hombres primiti­vos en la Tierra.

e) Supernovas

Las estrellas masivas terminan su exis­tencia con un estallamiento violento, enque arrojan al espacio la mayor parte dela materia que las constituye. La parteinterior de la estrella puede implotar yformar un agujerQ negro o una estrella'de neutrones. Durante la explosión deuna supernova se sintetizan los elemen­tos químicos más pesados, que al inte­grarse al medio interestelar, formaránmás tarde las nuevas generaciones de es­trellas. Una de estas explosiones generatanta energía como todas las estrellas deuna galaxia juntas.

En el año de 1054 los chinos registra­ron la explosión de una estrella super·nova que fue tan brillante que incluso seveía de día. A principios de 1987explotó otra en una galaxia cercana.Fue la primera supernova brillante visi-

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ble a simple vista desde la que observó

Kepler en 1604.El 23 de febrero de 1987, mientras

dormíamos plácidamente, 300 millonesde neutrinos atravesaron nuestro cuer­po. Los neutrinos provinieron de la

explosión de la estrella supergiganteazul llamada Sanduleak -69 202, perte­neciente a una de las galaxias satélitesde la galaxia a la que pertenece el, Sol:

La Nube Mayor de Magallanes.La Nube Mayor de Magallanes está a

unos 160,000 años luz de distancia, esdecir que en realidad la explosión de lasupernova 1987A sucedió hace 160,000años (durante la edad de piedra) y ape­nas ahora nos está llegando su señal enforma de neutrinos y de luz.

A raíz de la explosión de una super­nova se puede iniciar la formación de'nuevas estrellas. Debido a que unaexplosión arroja materia violentamenteal espacio, ésta puede comprimir algunanube molecular vecina y dar inicio a laformación de una nueva generación deestrellas. Es decir, el nacimiento de unagrupo de estrellas masivas induce a laformación de nuevos astros al ayudar a'la contracción de la nube que los mol­dea. Las capas externas de la estrellaque estalla como supernova son expul­sadas al espacio a velocidades de 1000 a10 000 kilómetros por segundo. Antes ydurante la explosión genera todos loselementos más pesados que el hidró­geno, los cuales son lanzados al mediointerestelar modificando la composiciónquímica del mismo.

En algunas galaxias cercanas, se hanobservado grupos de estrellas que for­man estructuras anulares. Esto sepodría explicar suponiendo que unageneración de estrellas nace en el cen­tro de una nube y la compresión subse­cuente del material se da en forma ra­,dial produciendo los anillos estelaresobservados desde la Tierra. En cadagalaxia espiral ocurre una explosión desupernova aproximadamente cada cienaños.

Las explosiones de supernova se utili­zan para calibrar las distancias a lasgalaxias lejanas, pues si se supone queson de aproximadamente la misma in­tensidad y emiten cantidades de luz si­milares, su brillo aparente permite me­dir sus distancias. Entre más débil se

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observe el estallamiento de una super­nova, más lejana será la galaxia dondese encuentra. Resulta que la supernova1987A fue mucho más débil de lo quese esperaba teóricamente, esto quieredecir que no todas las explosiones de su­pernova son iguales y que hay que tenermucho cuidado al utilizarlas comopatrones luminosos para obtener dis­tancias.

3. Evolución química

Hemos visto cómo las estrellas manufac­turan en su interior elementos químicosmás elaborados que el hidrógeno. Apartir de este compuesto tan sencnloproducen helio, carbono, nitrógeno yoxígeno así como los elementos quími­cos con masas similares a las de éstos.Los elementos químicos más pesados seconstruyen durante la explosión de lassupernovas por medio de captura de

neutrones.Al final de sus vidas las estrellas con

masas wayores a la del Sol arrojan susatmósferas al espacio interestelar,contienen los elementos químicos máspesados que el hidrógeno que fueronelaborados por ellas, tanto en sus fasesde combustión termonuclear como du­rante sus explosiones. Los gases arroja­dos, ricos en elementos pesados, semezclan con el gas interestelar, de talmanera que las nubes moleculares de lascuales se formarán las generaciones sub-

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secuentes de astros estarán enriquecidaspor polvo de estrellas.

Así, entre más viejo sea un sistema, sugas será más rico en elementos pesadosdebido a que habrá habido más tiempopara que varias generaciones estelareslo hayan enriquecido.

El Sol y la Tierra se formaron a partir'de una nube de gas y polvo que con­tiene materia elaborada proveniente' devarias generaciones estelares que loantecedieron. Cada átomo de carbonoque forma nuestra piel, de oxígeno querespiramos, o del hierro de nuestra san­gre, estuvo alguna vez en el interior deuna estrella.

En México, uno de los campos máspujantes de investigación es el de la ma­teria interestelar y su composiciónquímica. Varios investigadores, entrelos que destaca Manuel Peimbert, hanmedido con gran cuidado la composi­ción química en diversos lugares delUniverso en donde hay nubes de gasionizado. Han podido detectar variacio­nes producidas por la evolución químicade las estrellas que las precedieron. Porejemplo han descubierto que en las Nu­'bes de Magallanes, hay relativamentepocos elementos pesados, lo cual impli­'ca que ha habido poca evolución estelar

en estos sistemas. En cambio en nubes'ionizadas cercanas al centro de nuestraGalaxia, estas abundancias químicas sonmayores, indicando que la tasa de for­mación estelar fue mayor. \)

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