Estrellas: qué son, cómo se forman y cómo se destruyen, tipos – Astronomía

estrellas son cuerpos celestes autogravitantes que emiten luz propia, cuya fuente de energía proviene de la fusión nuclear del hidrógeno en helio y, posteriormente, en elementos más pesados. Pueden ser estrellas individuales, o estrellas que forman parte de un sistema binario o múltiple, lo que corresponde al 60% de ellas.

El sistema binario es un conjunto de dos estrellas que orbitan alrededor del mismo centro de masa y que respetan las tres leyes de Kepler. Se clasifican en cuatro tipos:

• Binarias visuales: par de estrellas asociadas gravitacionalmente. Se pueden ver por separado en el telescopio. Ejemplo: Sirius A y B;
• Binarias astrométricas: una de las estrellas es demasiado débil para ser observada, pero se puede detectar analizando las ondulaciones del movimiento de la compañera más brillante;
• Binarias eclipsantes: el movimiento de las estrellas es de perfil para un observador en la Tierra, de modo que una estrella “pasa por delante” de la otra, eclipsandola;
• Binarias espectroscópicas: su detección se realiza analizando la variación de sus velocidades radiales, las cuales se miden a través de las líneas espectrales de la estrella que varían en longitud de onda a lo largo del tiempo.

Figura 1: Simulación de un sistema binario en el que dos estrellas con masas similares orbitan el mismo baricentro.

Diagrama de frecuencia cardíaca y secuencia principal

El diagrama de Hertzsprung-Russell, o diagrama HR, relaciona la temperatura (o el color) de una estrella con su luminosidad. Los más brillantes se llaman gigantes y los de poca luz, enanos. Las estrellas del mismo color pueden tener distintas luminosidades, como es el caso del Sol y Capela: ambas tienen la misma clase espectral, es decir, el mismo color, pero Capela es una gigante 100 más luminosa que el Sol, que es una enana. .

Figura 2: Diagrama HR que muestra las regiones de enanas blancas, gigantes, supergigantes y la secuencia principal (Fuente: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm)

En el diagrama, la luminosidad crece de abajo hacia arriba y la temperatura de derecha a izquierda. En la esquina superior izquierda están las estrellas más calientes y brillantes y en la esquina inferior derecha están las estrellas frías y tenues.

Tenga en cuenta que las estrellas no se distribuyen uniformemente en el diagrama, sino que se concentran en algunas partes. La mayoría de ellos, el 80%, se concentran en la banda diagonal denominada Secuencia principal. Las estrellas en este rango se llaman enanas, incluido nuestro Sol. Lo que determina dónde se ubica una estrella en la secuencia principal es su masa: las estrellas más masivas son más calientes y brillantes, por lo que están en la región más alta.

Las estrellas ubicadas encima de la secuencia principal, en la región superior derecha del diagrama, se denominan estrellas. gigantes. Más arriba están las estrellas más brillantes, llamadas supergigantes.

Debajo de la secuencia principal están las estrellas cálidas y tenues llamadas enanas blancas. A pesar de su nombre, estas estrellas cubren una gama de colores (temperaturas) desde el blanco y el azul (con una temperatura superficial de hasta 170.000 K) hasta el rojo (con una temperatura superficial de 3500 K).

NOTA: La ubicación de una estrella en el diagrama HR no se refiere a su ubicación en el espacio.

nacimiento de estrellas

Las estrellas nacen en densas nubes de gas y polvo interestelares que se denominan nubes moleculares. En la nube, la temperatura se acerca al cero absoluto, rondando los 10K a 20K (-263º C a -253ºC), lo que provoca que los átomos allí presentes se junten en forma de moléculas y el gas se aglomere aumentando su densidad.

Cuando la densidad de esta región alcanza un cierto límite, su propia gravedad la hace colapsar, formando así una estrella. Todo este proceso tiene lugar en el orden de millones de años.

La región de la nube molecular que colapsa primero suele ser el centro, ya que tiene la mayor densidad de nubes. Su masa suele ser 10.000 veces la masa del Sol. A medida que colapsa, las regiones centrales se fragmentan y estos fragmentos se forman protoestrellas, que son prototipos de estrellas. Si la protoestrella tiene más de 0,08 masas solares, puede quemar suficiente hidrógeno para convertirse en una estrella normal. Si es menos masiva, se convertirá en una enana marrón.

etapa final de las estrellas

El destino final de una estrella ocurre cuando consume todo su combustible nuclear. Este destino depende principalmente de si se trata de una sola estrella o de si forma parte de un sistema binario o múltiple.

estrellas simples

La etapa final de las estrellas individuales depende solo de la masa inicial de la estrella. Si la estrella comienza con masa:

• Menos de 0,8 masas solares no será posible para que evolucione más allá de la secuencia principal, ya que la edad del Universo no es suficiente para eso;
• Entre 0,8 y 10 masas solares consumirá todo el hidrógeno de su centro, luego se convertirá en gigante, luego en supergigante, y luego de pasar por esta última fase, expulsará una nebulosa planetaria y terminará su vida como enana blanca. Esta enana blanca tiene un radio de aproximadamente 10.000 km y una masa del orden de 0,6 masas solares;
• Entre 10 y 25 masas solares, después de la fase supergigante, expulsará la mayor parte de su masa en una explosión de supernova y terminará su vida como estrella de neutrones (estrella muy densa compuesta principalmente por neutrones). La estrella de neutrones tendrá un radio de aproximadamente 20 km, una temperatura superficial superior a 1 millón de Kelvin y una masa de aproximadamente 1,4 masas solares. Si la estrella tiene un campo magnético fuerte, será un legumbres (estrella de neutrones que emite luz dirigida en forma de cono alrededor de los polos magnéticos, similar a un faro);
• Entre 25 y 100 masas solares, tras la fase de supernova, seguirá siendo un agujero negro del orden de 6 masas solares y con un radio de horizonte de eventos (borde de un agujero negro en el que la fuerza de la gravedad es tan grande que ni siquiera la luz puede escapar) de unos 18 km;
• Más de 100 masas solares, debido a la presión de la radiación, expulsará la mayor parte de su masa aún en la secuencia principal y luego evolucionará como una estrella de hasta 100 masas solares.

Figura 3: Esquema de la evolución estelar desde el principio hasta el final de la vida de una estrella (Fuente: OLIVEIRA, SARAIVA, 2013, p. 267)

Estrellas que forman parte de un sistema binario

La etapa final de las estrellas binarias depende tanto de la masa de las estrellas en el sistema como de la distancia entre ellas. Cuando están demasiado juntos, transfieren masa de uno a otro, cambiando su composición. Por ejemplo, si una de las estrellas del sistema explota en una supernova o se convierte en un púlsar, la otra suele ser destruida. Si sobrevive, continúa orbitando el cuerpo celeste recién formado, a veces transmitiéndole más materia.

Lea también:

Referencias:

FILHO OLIVEIRA, KS; SARAIVA, MFO Astronomía y Astrofísica: 3. Ed. Rio Grande do Sul: Editora Livraria da Physics, 2013

https://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm

http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/P/Protostar

http://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/espec/intro.htm

http://www.if.ufrgs.br/mpef/mef008/mef008_02/Claudia/espectrodasestrelas.html

https://www.space.com/22509-binary-stars.html