Madurez estelar: las gigantes rojas.

La mayor parte de las estrellas compartirán un mismo hito en sus evoluciones: habrán de convertirse en gigantes rojas.

Las estrellas de secuencia principal generan energía fusionando átomos de hidrógeno en su núcleo y convirtiéndolos en helio. Al transcurrir del tiempo, toda la materia en el núcleo estelar ha sido ya transformada en helio, por lo cual la estrella queda sin combustible. La ausencia de presión por los procesos de fusión nuclear tienen como consecuencia el enfriamento paulatino de la estrella, así como la reducción de su diámetro a causa de su propia gravedad ante la ausencia de alguna fuerza opositora: el gas que forma la estrella cae acercándose al centro y compactándose. Al contraerse, el núcleo de helio nuevamente eleva su temperatura, así como también lo hace la capa de hidrógeno que lo envuelve.

Así, presión y temperatura se incrementan hasta que la capa de hidrógeno alcanza condiciones suficientes para iniciar procesos de fusión. La estrella adquiere entonces una nueva fuente de energía; la violencia de los procesos una vez más hace frente a la gravedad y arroja el material sobre sí hacia el exterior con fuerza suficiente no solo para contrarrestar el efecto de contracción, sino logrando hinchar al astro de manera desproporcionada. La estrella es ahora una gigante roja.

Casi todas las gigantes rojas fueron antes otro tipo de estrellas. Se tratan de cuerpos no muy masivos, dentro del rango de 0.5 a 8 masas solares. Sin embargo, el tamaño que desarrollan al transformarse es sumamente notable: una estrella amarilla de secuencia principal puede incrementar su diámetro cientos de veces, lo que implica que su volumen sea millones de veces mayor. Ello implica que la capa más exterior de la estrella se ubique a una distancia muy grande del centro, lo cual permite que su superficie se torne menos caliente. Al enfriarse, la estrella adquiere su característico color anaranjado rojizo del cual obtiene su nombre.El enorme incremento en las dimensiones de su superficie hace que la estrella se convierta en un cuerpo mucho más brillante, tanto como 10 mil veces más de lo que era antes.

Pausa de vida.

La gigantes rojas no son para siempre. Su duración es breve, de solamente algunos millones de años: habrán de fusionar la capa de hidrógeno alrededor del núcleo y después continuarán su evolución. Al convertir el hidrógeno alrededor del núcleo y nuevamente carecer de combustible, la estrella se compactará una vez más, recalentando el núcleo. La estrella entrará en una nueva etapa de su vida cuando su núcleo alcance temperaturas de 100 millones de grados, necesarias para dar lugar a otro proceso atómico: la fusión de helio en carbono mediante el proceso triple-alfa. Para alcanzar temperaturas tan elevadas, la estrella habrá de comprimirse sucumbiendo a su propia gravedad y llevando su núcleo apagado a condiciones extremas. Las más masivas, aquellas con masas 2.5 mayores a la del sol, calentarán sus núcleos lentamente; la fusión de átomos de helio comenzará de a poco y paulatinamente se alcanzará un nuevo equilibrio entre la fuerza de gravedad y la presión debida a las reacciones nucleares.

El proceso de las menos masivas será menos paulatino. El núcleo será comprimido hasta que la presión de degeneración de electrones detendrá el proceso. Las capas exteriores continuarán comprimiéndose, incrementando su temperatura y recalentando al núcleo degenerado. A diferencia de las estrellas mayores, el núcleo alcanzará de manera repentina y simultánea la temperatura necesaria para fusionar helio; el proceso iniciará súbitamente en todo el núcleo dando lugar a un flash de helio, una reacción tan violenta que resulta comparable con una supernova, aunque con consecuencias mínimas para la estrella.

Una nueva etapa.

Ambos casos finalizan con una estrella fusionando helio en su núcleo. Ya no son más gigantes rojas: han avanzado un paso más en su evolución. A partir de este momento, el destino de la estrella se definirá no solo por su masa sino también por su metalicidad o la proporción de contenido de elementos más pesados que el helio. Entre los astros de menor masa, los de baja metalicidad son considerados ahora como estrellas de la rama horizontal, mientras que aquellos con mayores niveles de metalicidad se integrarán al grupo de apelotonamiento rojo. Por el contrario, los cuerpos más masivos formarán parte de la rama asintótica gigante; al haber fusionado el helio en sus núcleos podrían entrar en una segunda fase de gigante roja y fusionar elementos más pesados.

Las gigante rojas están de paso. Su mecánica las hace objetos de estudio sumamente interesantes, mediante los cuales podemos comprender una pequeña fracción de la elaborada metamorfosis del cosmos.

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