La obtención de energía por parte de las estrellas

Como hemos comentado en numerosas entradas, las estrellas obtienen energía mediante procesos de fusión nuclear. Vamos a detallar en esta entrada, los distintos tipos de reacciones que ocurren en distintos tipos de estrella, y los explicaremos de forma simple. Los distintos procesos de fusión nuclear llevados a cabo por las estrellas reciben el nombre de nucleosíntesis estelar, o “formación de núcleos”, ya que las estrellas crean elementos nuevos, cada vez más pesados al fusionar.

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En la parte superior la supergigante azul Rigel, en la constelación de orión. En la parte inferior la nebulosa cabeza de bruja (Witchhead nebula).

La fusión del hidrógeno es la forma más elemental y más eficiente de producir energía. En dicho proceso, se combinan cuatro núcleos de hidrógeno para crear un núcleo de helio. La energía producida en dicha reacción es fácilmente calculable por la equivalencia masa energía formulada por A. Einstein. Dicha energía es de aproximadamente 26,7 MeV (Mega Electron-voltios).

Un pequeño inciso en física nuclear, para entender como ocurre esto. Supongamos este mismo caso real, en el que cuatro núcleos de hidrógeno son fusionados para formar uno de helio. Sabiendo la masa de cada núcleo de hidrógeno (masa de un protón), la masa del núcleo de helio debería ser cuatro veces la del hidrógeno. Esto en la práctica no es así, la masa del núcleo de helio es menor que la de cuatro protones libres. Lo que sucede es que, parte de la masa de los protones es transformada a energía, en forma de enlace nuclear fuerte (la fuerza que mantiene unido el núcleo de helio). Entonces decimos que hay un defecto de masa, y este defecto de masa es la energía que se obtiene al fusionarse los núcleos.

Pero los núcleos de hidrógeno no son los únicos que se pueden fusionar. La fusión libera energía hasta el Fe-56, lo que se llama en astrofísica el pico del hierro. Entendemos pues la fusión como el proceso contrario a la fisión (unión y separación). Los núcleos con más nucleones, esto es protones y neutrones, son más fisibles que los que contienen menos. Por contrapunto los núcleos con menos cantidad de protones y neutrones (más pequeños) son más aptos para la fisión. Llegamos hasta el hierro, donde la fusión del mismo ya no nos da energía. Llegados a este punto una estrella no puede obtener más energía de la fusión.

Para hacernos una idea, la máxima energía que se obtiene de fusionar el hierro es de 8,4MeV. Esta energía es mucho menor que la de casi 27MeV, además que los núcleos de hierro son mucho más masivos, lo que quiere decir que habrá menos para una cantidad fija de masa. Esto es lógico ya que el Fe-56 tiene 56 nucleones y el núcleo de H solamente uno. No es raro pues que en el universo haya relativa abundancia de Fe-56 por encima de otros isótopos, con diferencia.

Volviendo a la fusión del hidrógeno (hydrogen burning, en inglés). La serie de reacciones más común es la llamada reacción protón-protón, o cadena p-p. Esta reacción es la más frecuente en estrellas de la secuencia principal tales como nuestro Sol. El proceso es relativamente elaborado pero el global resulta en la reacción ya mencionada, unir cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio. La misma cadena tiene distintas ramas, siendo las más destacables la I, la II y la III (cada una obteniendo menor energía que la anterior). La rama I es la principal, tomando más relevancia la II y la III cuanto mayor es la temperatura de la estrella.

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La cadena p-p con sus tres ramas, siendo la I la más abundante seguido de la II.

 

Otra forma de obtener energía mediante la fusión es el llamado ciclo CNO. Se refiere a carbono, nitrógeno y oxígeno. Este ciclo es usado para el mismo fin que la cadena p-p, obtener energía fusionando hidrógeno y obteniendo helio. Estos tres elementos (C, N y O) son meros catalizadores, su cantidad es fija y solamente propician la reacción sin ser alterados de ninguna forma.

 

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El ciclo CNO

Ahora que conocemos los principales procesos de fusión del hidrógeno, vamos a pasar al siguiente paso lógico: ¿Qué pasa cuando la estrella ha fusionado todo su hidrógeno? Esto es harto complicado, pero ciertamente cuando el helio empieza a ser abundante y el hidrógeno a agotarse, otro proceso se lleva a cabo. Este proceso se llama triple-alfa, ya que involucra a tres núcleos de helio (partículas alfa) para crear C-12. Esta es la siguiente etapa en la evolución de una estrella de la secuencia principal. Para que ocurra este proceso, es necesaria una gran temperatura. Vamos a entender exactamente qué pasa.

 

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El proceso triple-alfa

 

La estrella ha fusionado prácticamente todo el hidrógeno en helio y ya no puede mantener el ritmo de fusión ya que se está agotando el hidrógeno. Grandes cantidades de helio se acumulan en el núcleo (ya que el helio es más pesado que el hidrógeno). Al no poder la estrella obtener tanta energía, pierde el equilibrio hidrostático y su núcleo se colapsa ligeramente y se contrae. Esta presión aumenta la temperatura del núcleo y permite que se llegue a temperaturas de hasta cien millones de grados, y se lleve a cabo el proceso triple-alfa. En parte es necesaria dicha temperatura ya que uno de los primeros pasos, es ligeramente endotérmico.

La quema del carbono y elementos posteriores son menos frecuentes y liberan, como hemos dicho, una energía mucho menor. Debido a su menor relevancia, no entraremos en detalles en esta entrada. Comentar que dichos núcleos son del neón, del oxígeno y finalmente del silicio. Cada proceso al tener la estrella menos cantidad de los núcleos disponibles, y estos al proporcionar menos energía, duran menos. El caso más curioso es el del silicio, que permite a la estrella sobrevivir tan solo un último día más antes de colapsar y morir. Se puede apreciar en la siguiente ilustración, junto a lo anteriormente explicado:

 

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Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

 

Introducción sobre las estrellas 2

En esta entrada, que es la continuación de esta otra entrada (pinchar para ver), hablaremos sobre los procesos que se desarrollan en el interior de las estrellas y permiten que estas sean como son.

Lo más básico a saber es lo que ya explicamos. En el interior de las estrellas se produce una reacción nuclear (se desarrolla en el núcleo de los átomos) que libera energía. Estas reacciones permiten que la estrella se expanda (puede visualizarse como una explosión continua) y así contrarresta su propio peso que es lo que la mantiene unida.

Normalmente las estrellas empiezan su vida con unas tres cuartas partes de hidrógeno y una cuarta parte de helio. Existen otros elementos en menor cantidad, por ejemplo los denominados “metales” que son elementos más pesados que el hierro, en función del tipo de estrella. Con esa proporción de Hidrógeno-Helio, y unas temperaturas del orden de varios millones de grados, la estrella se mantiene.

Lo que sucede es la llamada cadena protón-protón (o p-p), que no es nada más que ciertas reacciones de fusión transformándose el hidrógeno en helio, en su mayoría. Existen, dentro la cadena p-p, otras reacciones que incluyen elementos tales como el Helio, el Berilio o el Litio, pero más del 90% de la energía de la estrella se obtiene por las reacciones de fusión del Hidrógeno, llamada cadena p-p1.

Cuando una estrella es más masiva, puede usar una reacción secundaria (que supone menos del 10% de la energía global, nuevamente) que se llama ciclo CNO e involucra, como su nombre indica, el Carbono, el Nitrógeno y el Oxígeno.

La estrella va evolucionando a medida que va transformando el Hidrógeno en Helio, teniendo en cuenta que no hay ningún proceso que invierta esto (sería termodinámicamente imposible, sin un aporte de energía extra) la proporción de Helio crece. Cuando hay suficiente Helio, puede producirse un tercer proceso, llamado proceso triple alfa. Debe su nombre a que involucra a tres partículas alfa, que son núcleos de Helio. Se requiere temperaturas del orden de cien millones de grados kelvin para que se lleve a cabo tal proceso.

La estrella acaba finalmente fusionando otros elementos a medida que ya ha fusionado los más ligeros, hasta que llega al llamado pico del Hierro, donde la fusión de los núcleos de Hierro ya no aportan energía y el proceso no ocurre. Por otros medios puede la estrella, ya moribunda, puede obtener algo de energía de procesos extra. Uno de esos procesos es la fotodesintegración, por el cual un fotón es absorbido por un núcleo y este emite partículas para volver a ser estable. Con la fotodesintegración del Silicio, la estrella ganará aproximadamente un día de vida extra.

La estrella acumula los elementos de forma que los más pesados se encuentran en el núcleo, y los más ligeros en el exterior, ya que la densidad de los primeros es mayor.

Las capas de una estrella vieja.

En próximas entradas hablaremos en detalle sobre la muerte de las estrellas, y sus posibles desenlaces una vez se han consumido.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

Galaxias: qué son y como se clasifican

Una galaxia es una agrupación de cuerpos celestes tales como estrellas, planetas, gas y polvo, agujeros negros… Como ya sabemos, la materia se agrupa debido a la interacción gravitatoria, por lo que tenemos un universo con zonas puntuales con masa, aunque a gran escala sea homogéneo.

Es una estructura bastante grande y compleja, donde aún hay incógnitas hoy día. Puede contener cientos de miles de millones de estrellas. Es complicado asignar un valor preciso del número de estrellas que una galaxia contiene, pero aproximadamente nuestra galaxia contiene de 400.000 a 800.000 millones de estrellas. Es una cantidad enorme, difícilmente imaginable por no decir imposible.

Hay distintos tipos de galaxias, que E. Hubble describió con lo que llamamos la secuencia de Hubble, que no es más que una forma de clasificar los tipos de galaxia que existen. Dichos tipos son:

  • Elípticas (de E0 a E7), tienen una distribución uniforme y elíptica, como su nombre indica.
  • Lenticulares (S0), tienen una forma circular y con poca diferenciación.
  • Espirales (de Sa a Sd), tienen unos brazos que salen del centro de la galaxia. La letra indica si los brazos están muy “contorneados” o por el contrario parecen muy planos.
  • Espirales barradas (de SBa a SBd), son similares a las anteriores pero los brazos salen de la zona central que tiene una forma elíptica más o menos. Se pueden incluir dentro de las espirales, como un subgrupo de las mismas.
  • Irregulares (Ir), no tienen una forma concreta ni siguen un patrón claro. Se usa como comodín para las que no encajan en los otros grupos.

Secuencia Hubble

La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada SBb. Las galaxias espirales son las más abundantes del universo, representando sobre el 70% del total de galaxias observadas, mientras que las irregulares representan un 20% y las elípticas el 10% restante.

Además hay, galaxias peculiares, que suelen ser dos galaxias interactuando entre ellas. Dos ejemplos curiosos serían:

  • Galaxias Antennae (o de la antena). Dos galaxias interactuando, empezando hace millones de años. Actualmente uniéndose en una sola. En la imagen puede observarse los centros de ambas galaxias, las zonas más brillantes y amarillas. En la colisión de dos galaxias, apenas hay choques entre estrellas ni planetas, la densidad es tan baja que la enorme mayoría pasan sin acercarse unas a otras.

  • Arp 147. Forma parte del “Atlas de Galaxias Peculiares“, introducido por el astrónomo Halton Arp (de ahí el nombre de las galaxias). Es el resultado del choque entre una galaxia espiral y una elíptica, que ocurrió unos 40 millones de años atrás.

Para más información sobre Arp 147 puede consultarse el siguiente enlace a la Wikipedia, que un servidor redactó: Arp 147

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

Introducción sobre las estrellas 1

En esta pequeña serie, con dos entradas, trataré un poco el concepto de estrella, qué es y su vida, a grandes rasgos. En esta primera parte me centraré en su composición y como se clasifican, para luego en la segunda parte centrarme en los cambios que sufren a lo largo de su vida, así como su muerte.

Así que, para empezar cabría preguntarnos, ¿qué es una estrella? Una estrella es una acumulación de materia, principalmente Hidrógeno, seguido de Helio, y otros elementos que dependen del tipo y edad de la estrella. Emite radiación electromagnética, no solo en el espectro visible (la luz que puede ver el ojo humano) sino en otros espectros. Como emiten radiación (energía), debe haber algún proceso que les permita transformar su materia en energía. Este proceso es, en su mayoría, de fusión nuclear del Hidrógeno a Helio.

No entraré en excesivo detalle del procedimiento, tanto por complejidad como porqué le corresponde mejor a la segunda entrada. Aún así, comentar brevemente que las estrellas fusionan el hidrógeno por dos procesos, siendo el principal la cadena protón-protón (o también cadena p-p) en estrellas de masas similares a la de nuestro Sol, y el ciclo CNO toma más importancia en estrellas más masivas. Esto es, que dadas ciertas condiciones de temperatura y presión, se pueden unir dos núcleos de Hidrógeno (protones, ya que el Hidrógeno solo posee un protón y un electrón) y formar un núcleo de Helio (dos protones), liberándose mucha energía en el proceso.

Ahora que sabemos qué es una estrella, vamos a ver cual es la clasificación actual:

Las estrellas se clasifican por tipo espectral, normalmente, ya que existe una relación entre la luminosidad y temperatura de las estrellas. Se puede representar pues, en lo que en astrofísica llamamos un diagrama de Hertzprung-Russell (o diagrama HR). Las estrellas más masivas, y más azuladas, serán las que tengan mayor temperatura y luminosidad. Por el contrario, las menos masivas y más frías son las que tienen un color rojo (dedicaré una entrada a la relación entre el color de una estrella y su temperatura, que viene determinado por la ley de Wien).

Así pues, tenemos los tipos espectrales O, B, A, F, G, K y M. De más azul, caliente, masivo y luminoso, a menos. Dentro de cada tipo espectral contemplamos distintos niveles, ya que por desgracia el universo no funciona de forma discreta (tomando valores enteros y diferenciados entre sí), hay matices. Hay estrellas que están a medio camino entre O y B, por ejemplo. Esto sería una estrella O5, ya que se contempla una escala del 0 al 9 según si la estrella tiende hacia “arriba” o hacia “abajo” en la clasificación. Una estrella A5, por ejemplo, estaría a medio camino entre A0 y F0.

Además, en función del tamaño este afecta a la luminosidad de la estrella también. Por eso, se estableció un complemento para clasificarlas, que se añade después del tipo espectral. De mayor a menor:

  • 0 Hipergigantes
  • Ia Supergigantes luminosas
  • Ib Supergigantes menos luminosas
  • II Gigantes luminosas
  • III Gigantes
  • IV Subgigantes
  • V Secuencia principal (enanas)
  • VI Subenanas

Así pues, para acabar, y qué mejor ejemplo que usar nuestro propio sol (una estrella de la secuencia principal) como ejemplo para acabar de entender como se clasifica una estrella. Nuestro sol es, una estrella tipo G2 V. Se encuentra, como se ve, en la secuencia principal que es la fase que atraviesan la enorme mayoría de estrellas (una fase estable).

Adjunto una imagen del diagrama HR y las clases espectrales, y doy por finalizada esta primera parte de la introducción a las estrellas/astrofísica estelar.

 

Diagrama H-R. Se aprecia la línea de la secuencia principal, así como a más temperatura (más a la izquierda) mayor luminosidad (más arriba), y como varía el color. En la parte inferior se aprecian los tipos espectrales.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn