Hay algo en ellos que nos intriga a todos. Muchas de las religiones de la humanidad pueden estar vinculadas a la adoración de estas velas celestiales. Para los egipcios, el sol era representativo del Dios Ra, que cada día venció la noche y trajo luz y calor a las tierras. Para los griegos, fue Apolo quien condujo su carro en llamas por el cielo, iluminando el mundo. Incluso en el cristianismo, se puede decir que Jesús es representativo del sol dadas las características sorprendentes que su historia tiene con las antiguas creencias y figuras astrológicas. De hecho, muchas de las creencias antiguas siguen un camino similar, todos los cuales vinculan sus orígenes con el de la adoración del sol y las estrellas.
La humanidad prosperó de las estrellas en el cielo nocturno porque reconocieron una correlación en el patrón en el que ciertas formaciones de estrellas (conocidas como constelaciones) representaban tiempos específicos en el ciclo anual. Uno de los cuales significaba que pronto se calentaría, lo que llevó a plantar alimentos. Las otras constelaciones predijeron la llegada de un
período más frío, por lo que pudo comenzar a almacenar alimentos y recolectar leña. Avanzando en el viaje de la humanidad, las estrellas se convirtieron en una forma de navegar. Navegar por las estrellas era la forma de moverse, y debemos nuestra exploración temprana a nuestra comprensión de las constelaciones. Durante muchas de las decenas de miles de años que los ojos humanos han mirado hacia los cielos, no fue hasta hace relativamente poco tiempo que comenzamos a entender completamente qué eran realmente las estrellas, de dónde venían y cómo vivían y morían. Esto es lo que discutiremos en este artículo. Ven conmigo mientras nos aventuramos profundamente en el cosmos y somos testigos de la física en grande, mientras cubro cómo nace, vive y finalmente muere una estrella.
Comenzamos nuestro viaje viajando hacia el universo en busca de algo especial. Estamos buscando una estructura única donde estén presentes las circunstancias y los ingredientes correctos. Estamos buscando lo que los astrónomos llaman una nebulosa oscura. Estoy seguro de que has oído hablar de las nebulosas antes, y sin duda las has visto. Muchas de las increíbles imágenes que ha obtenido el telescopio espacial Hubble son de hermosas nubes de gas, que brillan en el fondo de miles de millones de estrellas. Sus colores van desde rojos profundos hasta azules vibrantes e incluso algunos verdes espeluznantes. Sin embargo, este no es el tipo de nebulosa que estamos buscando. La nebulosa que necesitamos es oscura, opaca y muy, muy fría.
Puede preguntarse: "¿Por qué estamos buscando algo oscuro y frío cuando las estrellas son brillantes y calientes?"
De hecho, esto es algo que parecería desconcertante al principio. ¿Por qué algo debe estar frío primero antes de que pueda calentarse mucho? Primero, debemos cubrir algo elemental sobre lo que llamamos el Medio Interestelar (ISM), o el espacio entre las estrellas. El espacio no está vacío como su nombre implicaría. El espacio contiene gas y polvo. El gas al que nos referimos principalmente es el hidrógeno, el elemento más abundante en el universo. Dado que el universo no es uniforme (la misma densidad de gas y polvo sobre cada metro cúbico), hay bolsas de espacio que contienen más gas y polvo que otros. Esto hace que la gravedad manipule estos bolsillos para unirse y formar lo que vemos como nebulosas. Hay muchas cosas que intervienen en la creación de estas diferentes nebulosas, pero la que estamos buscando, una Nebulosa Oscura, posee propiedades muy especiales. Ahora, vamos a sumergirnos en una de estas nebulosas oscuras y ver qué está pasando.
A medida que descendemos a través de las capas externas de esta nebulosa, notamos que la temperatura del gas y el polvo es muy baja. En algunas nebulosas, las temperaturas son muy altas. Cuantas más partículas chocan entre sí, excitadas por la absorción y emisión de radiación exterior e interior, significan temperaturas más altas. Pero en esta Nebulosa Oscura, está sucediendo lo contrario. Las temperaturas están disminuyendo a medida que avanzamos hacia la nube. La razón por la que estas nebulosas oscuras tienen propiedades específicas que funcionan para crear un gran vivero estelar tiene que lidiar con las propiedades básicas de la nebulosa y el tipo de región en la que existe la nube, que tiene algunos conceptos difíciles asociados que no ilustraré completamente. aquí. Incluyen la región donde se forman las nubes moleculares llamadas Regiones de Hidrógeno Neutral, y las propiedades de estas regiones tienen que lidiar con los valores de espín de electrones, junto con las interacciones del campo magnético que afectan a dichos electrones. Los rasgos que cubriré son los que permiten que esta nebulosa en particular esté madura para la formación de estrellas.
Excluyendo la ciencia compleja detrás de lo que ayuda a formar estas nebulosas, podemos comenzar a abordar la primera pregunta de por qué debemos enfriarnos para calentarnos más. La respuesta se reduce a la gravedad. Cuando las partículas se calientan o excitan, se mueven más rápido. Una nube con suficiente energía contendrá demasiado impulso entre cada una de las partículas de polvo y gas para que ocurra cualquier tipo de formaciones. Como en el caso, si los granos de polvo y los átomos de gas se mueven demasiado rápido, simplemente rebotarán entre sí o simplemente se dispararán, sin lograr ningún tipo de enlace. Sin esta interacción, nunca puedes tener una estrella. Sin embargo, si las temperaturas son lo suficientemente frías, las partículas de gas y polvo se mueven tan lentamente que su gravedad mutua les permitirá comenzar a "pegarse". Es este proceso el que permite que se forme una protostar.
Generalmente, lo que suministra energía para permitir el movimiento más rápido de las partículas en estas nubes moleculares es la radiación. Por supuesto, hay radiación proveniente de todas las direcciones en todo momento en el universo. Como vemos con otras nebulosas, brillan con energía y las estrellas no nacen en medio de estas nubes de gas caliente. Están siendo calentados por la radiación externa de otras estrellas y de su propio calor interno. ¿Cómo esta nebulosa oscura evita que la radiación externa caliente el gas en la nube y haga que se mueva demasiado rápido para que la gravedad se apodere? Aquí es donde
La naturaleza opaca de estas nebulosas oscuras entra en juego. La opacidad es la medida de cuánta luz puede moverse a través de un objeto. Cuanto más material en el objeto o más grueso es el objeto, menos luz puede penetrarlo. La luz de mayor frecuencia (rayos gamma, rayos X y UV) e incluso las frecuencias visibles se ven más afectadas por bolsas gruesas de gas y polvo. Solo los tipos de luz de frecuencia más baja, incluidos los infrarrojos, las microondas y las ondas de radio, tienen éxito al penetrar nubes de gas como estas, e incluso están algo dispersos, por lo que generalmente no contienen suficiente energía para comenzar a perturbar esta precaria proceso de formación estelar. Por lo tanto, las porciones internas de las nubes de gas oscuro están efectivamente "protegidas" de la radiación exterior que interrumpe otras nebulosas menos opacas. Cuanta menos radiación llegue a la nube, menores serán las temperaturas del gas y el polvo que contiene. Las temperaturas más frías significan menos movimiento de partículas dentro de la nube, que es clave para lo que discutiremos a continuación.
De hecho, a medida que descendemos hacia el núcleo de esta nube molecular oscura, notamos que cada vez menos luz visible llega a nuestros ojos, y con filtros especiales, podemos ver que esto es cierto para otras frecuencias de luz. Como resultado, la temperatura de la nube es muy baja. Vale la pena señalar que el proceso de formación de estrellas lleva mucho tiempo, y en el interés de no seguir leyendo durante cientos de miles de años, ahora avanzaremos rápidamente. En unos pocos miles de años, la gravedad ha atraído una buena cantidad de gas y polvo de la nube molecular circundante, haciendo que se agrupe. Las partículas de polvo y gas, aún protegidas de la radiación exterior, son libres de unirse y "pegarse" naturalmente a estas bajas temperaturas. Finalmente, algo interesante comienza a suceder. La gravedad mutua de esta bola de gas y polvo cada vez mayor comienza un efecto de bola de nieve (o bola de estrella). Cuantas más capas de gas y polvo se coagulan juntas, más denso se vuelve el interior de esta protostar. Esta densidad aumenta la fuerza gravitacional cerca de la protostar, atrayendo así más material hacia ella. Con cada grano de polvo y átomo de hidrógeno que se acumula, aumenta la presión en el interior de esta bola de gas.
Si recuerda algo de cualquier clase de química que haya tomado, puede recordar una relación muy especial entre la presión y la temperatura cuando se trata de un gas. PV = nRT, la Ley del Gas Ideal, viene a la mente. Excluyendo el valor escalar constante 'n' y la constante de gas R ({8.314 J / mol x K}), y resolviendo la temperatura (T), obtenemos T = PV, lo que significa que la temperatura de una nube de gas es directamente proporcional presionar. Si aumenta la presión, aumenta la temperatura. El núcleo de esta futura estrella que reside en esta Nebulosa Oscura se está volviendo muy densa, y la presión se está disparando. Según lo que acabamos de calcular, eso significa que la temperatura también está aumentando.
Una vez más, consideramos esta nebulosa para el siguiente paso. Esta nebulosa tiene una gran cantidad de polvo y gas (por lo tanto, es opaca), lo que significa que tiene una gran cantidad de material para alimentar nuestra estrella. Continúa arrastrando el gas y el polvo de su entorno y comienza a calentarse. Las partículas de hidrógeno en el núcleo de este objeto rebotan tan rápido que liberan energía a la estrella. La protostar comienza a calentarse mucho y ahora brilla con radiación (generalmente infrarroja). En este punto, la gravedad todavía está atrayendo más gas y polvo, lo que se suma a las presiones ejercidas en el núcleo de esta estrella. El gas de la Nebulosa Oscura continuará colapsándose sobre sí mismo hasta que ocurra algo importante. Cuando queda poco o nada cerca de la estrella para caer sobre su superficie, comienza a perder energía (debido a que se irradia como luz). Cuando esto sucede, esa fuerza externa disminuye y la gravedad comienza a contraer la estrella más rápido. Esto aumenta enormemente la presión en el núcleo de esta protostar. A medida que aumenta la presión, la temperatura en el núcleo alcanza un valor que es crucial para el proceso que estamos presenciando. El núcleo de la protostar se ha vuelto tan denso y caliente que alcanza aproximadamente los 10 millones de Kelvin. Para poner esto en perspectiva, esta temperatura es aproximadamente 1700x más caliente que la superficie de nuestro sol (alrededor de 5800K). ¿Por qué es tan importante 10 millones de Kelvin? Porque a esa temperatura, puede ocurrir la fusión termonuclear de hidrógeno, y una vez que comienza la fusión, esta estrella recién nacida "se enciende" y revienta, enviando grandes cantidades de energía en todas las direcciones.
En el núcleo, hace tanto calor que los electrones que se cierran alrededor de los núcleos de protones del hidrógeno se eliminan (ionizan), y todo lo que tienes son protones que se mueven libremente. Si la temperatura no es lo suficientemente alta, estos protones voladores libres (que tienen cargas positivas), simplemente se mirarán unos a otros. Sin embargo, a 10 millones de Kelvin, los protones se mueven tan rápido que pueden acercarse lo suficiente como para permitir que la Fuerza Nuclear Fuerte se haga cargo, y cuando lo hace, los protones de Hidrógeno comienzan a chocar entre sí con suficiente fuerza para fusionarse, creando Los átomos de helio y la liberación de mucha energía en forma de radiación. Es una reacción en cadena que se puede resumir en 4 protones que producen 1 átomo de helio + energía. Esta fusión es lo que enciende la estrella y hace que se "queme". La energía liberada por esta reacción se destina a ayudar a que otros protones de hidrógeno se fusionen y también suministra la energía para evitar que la estrella se colapse sobre sí misma. La energía que está bombeando de esta estrella en todas las direcciones proviene del núcleo, y las capas posteriores de esta estrella joven transmiten ese calor a su manera (usando métodos de radiación y convección dependiendo del tipo de estrella que haya nacido) .
Lo que hemos presenciado ahora, desde el comienzo de nuestro viaje cuando nos sumergimos en esa fría Nebulosa Oscura, es el nacimiento de una estrella joven y caliente. La nebulosa protegió a esta estrella de la radiación errante que habría interrumpido este proceso, además de proporcionar el ambiente helado que se necesitaba para que la gravedad se apoderara y realizara su magia. Cuando fuimos testigos de la forma de la estrella, también podríamos haber visto algo increíble. Si el contenido de esta nebulosa es correcto, como tener una gran cantidad de metales pesados y silicatos (sobrantes de las supernovas de estrellas anteriores y más masivas), lo que podríamos comenzar a ver sería la formación planetaria que tiene lugar en el disco de acreción de material alrededor de la protostar.
El gas y el polvo restantes en las proximidades de nuestra nueva estrella comenzarían a formar bolsas densas por el mismo mecanismo de
gravedad, eventualmente capaz de acumularse en protoplanetas que estarán formados por gas o silicatos y metal (o una combinación de los dos). Dicho esto, la formación planetaria sigue siendo un misterio para nosotros, ya que parece haber cosas que aún no podemos explicar en el trabajo. Pero este modelo de formación del sistema estelar parece funcionar bien.
La vida de la estrella no es tan emocionante como su nacimiento o muerte. Continuaremos avanzando rápidamente el reloj y veremos evolucionar este sistema estelar. En unos pocos miles de millones de años, los restos de la Nebulosa Oscura se han volado y también han formado otras estrellas como la que presenciamos, y ya no existe. Los planetas que vimos formarse a medida que crecía la protostar comenzaron su baile de mil millones de años alrededor de su estrella madre. Tal vez en uno de estos mundos, un mundo que se encuentra a la distancia correcta de la estrella, existe agua líquida. Dentro de esa agua, se encuentran los aminoácidos necesarios para las proteínas (todos compuestos de los elementos que quedaron en erupciones estelares anteriores). Estas proteínas pueden unirse para comenzar a formar cadenas de ARN y luego cadenas de ADN. Tal vez en un momento unos miles de millones de años después del nacimiento de la estrella, veamos una especie de viaje espacial lanzarse al cosmos, o tal vez nunca lo logran por varias razones y permanecen con destino al planeta. Por supuesto, esto es solo especulación para nuestra diversión. Sin embargo, ahora llegamos al final de nuestro viaje que comenzó hace miles de millones de años. La estrella comienza a morir.
El hidrógeno en su núcleo se está fusionando en helio, que agota el hidrógeno con el tiempo; La estrella se está quedando sin gasolina. Después de muchos años, el proceso de fusión de hidrógeno comienza a detenerse, y la estrella emite cada vez menos energía. Esta falta de presión externa del proceso de fusión altera lo que llamamos equilibrio hidrostático y permite que gane la gravedad (que siempre está tratando de aplastar la estrella). La estrella comienza a encogerse rápidamente bajo su propio peso. Pero, tal como lo discutimos anteriormente, a medida que aumenta la presión, también lo hace la temperatura. Todo ese helio que sobró
A partir de los miles de millones de años de fusión de hidrógeno, ahora comienza a calentarse en el núcleo. El helio se fusiona a una temperatura mucho más alta que el hidrógeno, lo que significa que el núcleo rico en helio puede ser presionado hacia adentro por la gravedad sin fusionarse (todavía). Dado que la fusión no se produce en el núcleo de helio, hay poca o ninguna fuerza hacia afuera (emitida por la fusión) para evitar que el núcleo se colapse. Esta materia se vuelve mucho más densa, que ahora denominamos degenerada, y está expulsando cantidades masivas de calor (la energía gravitacional se convierte en energía térmica). Esto hace que el hidrógeno restante que se encuentra en las capas posteriores sobre el núcleo de helio se fusione, lo que hace que la estrella se expanda enormemente a medida que esta capa de hidrógeno se quema sin control. Esto hace que la estrella "rebote" y se expanda rápidamente; la fusión más enérgica de las capas de hidrógeno fuera del núcleo expandiendo en gran medida el diámetro de la estrella. Nuestra estrella es ahora un gigante rojo. Algunos, si no todos los planetas internos que presenciamos serán incinerados y tragados por la estrella que primero les dio vida. Si hubiera vida en alguno de esos planetas que no lograron abandonar su mundo natal, sin duda serían borrados del universo, de los que nunca se conocerá.
Este proceso de que la estrella se quede sin combustible (primero hidrógeno, luego helio, etc.) continuará por un tiempo. Finalmente, el Helio en el núcleo alcanzará una cierta temperatura y comenzará a fusionarse en Carbono, lo que retrasará el colapso (y la muerte) de la estrella. La estrella que estamos viendo actualmente en vivo y morir es una estrella de secuencia principal de tamaño promedio, por lo que su vida termina una vez que termina de fusionar Helio en
Carbón. Si la estrella fuera mucho más grande, este proceso de fusión continuaría hasta llegar a Hierro. El hierro es el elemento en el que la fusión no tiene lugar de forma espontánea, lo que significa que requiere más energía para fusionarla que la que desprende después de la fusión. Sin embargo, nuestra estrella nunca llegará al Hierro en su núcleo, y por lo tanto ha muerto después de agotar su reserva de Helio. Cuando el proceso de fusión finalmente se "apaga" (sin gas), la estrella comienza a enfriarse lentamente y las capas externas de la estrella se expanden y son expulsadas al espacio. Las expulsiones posteriores de material estelar proceden a crear lo que llamamos una nebulosa planetaria, y todo lo que queda de la una vez brillante estrella que vimos surgir ahora es solo una bola de carbono denso que continuará enfriándose por el resto de la eternidad, posiblemente cristalizando en diamante.
La muerte que presenciamos hace un momento no es la única forma en que muere una estrella. Si una estrella es lo suficientemente grande, su muerte es mucho más violenta. La estrella irrumpirá en la explosión más grande del universo, llamada supernova. Dependiendo de muchas variables, el remanente de la estrella podría terminar como una estrella de neutrones, o incluso un agujero negro. Pero para la mayoría de lo que llamamos las estrellas de secuencia principal de tamaño promedio, la muerte que presenciamos será su destino.
Nuestro viaje termina con nosotros reflexionando sobre lo que hemos observado. Ver exactamente lo que la naturaleza puede hacer dadas las circunstancias correctas, y ver una nube de gas y polvo muy fríos convertirse en algo que tiene el potencial de dar vida al cosmos. Nuestras mentes vuelven a esa especie que podría haber evolucionado en uno de esos planetas. Piensa en cómo pueden haber pasado por fases similares a las nuestras. Posiblemente usando las estrellas como deidades sobrenaturales que guiaron sus creencias durante miles de años, sustituyendo las respuestas por donde reinaba su ignorancia. Estas creencias posiblemente podrían convertirse en religiones, aún comprendiendo esa noción de selección especial y pensamiento magnánimo. ¿Alimentarían las estrellas su deseo de entender el universo como lo hicieron las estrellas por nosotros? Tu mente entonces reflexiona cuál será nuestro destino si no intentamos dar el siguiente paso hacia el universo. ¿Debemos permitir que nuestra especie sea borrada del cosmos a medida que nuestra estrella se expande en su muerte? Este viaje que acabas de hacer en el corazón de una Nebulosa Oscura realmente ejemplifica lo que la mente humana puede hacer, y te muestra cuán lejos hemos llegado a pesar de que todavía estamos atados a nuestro sistema solar. Otros, como tú, descubrieron las cosas que has aprendido simplemente preguntando cómo ocurren las cosas y luego descubriendo todo el peso de nuestro conocimiento de la física. Imagine lo que podemos lograr si continuamos este proceso; pudiendo alcanzar nuestro lugar entre las estrellas.
