1. Patricio Placenti y Ramon Piñeiro 1r B Batx
LAS
ESTRELLAS Y
EL SOL
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LAS ESTRELLA
Para poder paso al nacimiento de una estrella, primero de todo, se tiene que crear una nube
molecular, la cual se puede ver con un simple telescopio. En las llamadas también zonas
nebulosas, es donde se originan las estrellas, como por ejemplo la estrella Orión o M42, en
la constelación del mismo nombre.
Las nubes moleculares son enormes nubes frías y oscuras que están formadas por
Hidrógeno (99%) y polvo interestelar (1%), pero suficiente para que bajo ciertas
condiciones, puedan nacer las estrellas. Se puede decir, que estas nubes constituyen la
materia prima para la formación de estrellas.
Los embriones de las futuras estrellas se encuentran ocultos en el interior de la nubes
moleculares, y únicamente las ondas de radio e infrarrojos del espectro electromagnético,
emitidas por estos embriones de estrellas, atraviesan estas regiones oscuras, de modo que
con los instrumentos adecuados, como telescopios en el espacio o antenas de radio en
observatorios terrestres, se pueden ver.
Aunque la proporción de polvo material en la nube es pequeña comparada con la cantidad
de gas, estas nubes son tan extensas que acumulan suficiente masa para generar miles,
incluso millones de estrellas como el Sol.
El proceso de formación se desencadena cuando se produce por algún motivo, una
“fragmentación” de la nube, que se rompe en fragmentos, que tienen la suficiente densidad
como para empezar a contraerse lentamente. El motivo, origen de la fragmentación, puede
ser la llegada de una onda de choque procedente de la de una supernova cercana.
Este proceso no tiene vuelta atrás, el fragmento de nube sigue contrayéndose y haciéndose
más denso, hasta alcanzar un valor a partir del cual ya hay suficiente masa para que
empiece a actuar la fuerza de la gravedad, haciendo que la nube se colapse y se unda bajo
su propio peso. Se acaba de formar el núcleo central de la estrella: la protoestrella, sobre el
que continúa cayendo el resto de materia del fragmento de la nube.
Conforme sigue cayendo material en la protoestrella, esta se pone a girar, expulsando a su
vez chorros -como géiseres- de materia a grandes distancias y con mucha velocidad,
haciendo que la protoestrella no gire demasiado deprisa, lo que conllevaría su
desintegración.
Debido a esta rotación inicial, la materia de la nube se deposita preferentemente en el
ecuador de la protoestrella, formándose lo que se conoce como disco de materia, en órbita
alrededor de la protoestrella, y que puede constituir la semilla de un futuro sistema de
planetas alrededor de la misma, análogo al sistema solar.
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Esta primera etapa de formación de una estrella dura unos 100.000 años y como se
encuentra oscurecida por el polvo de la nube, no se ve. Solo se puede detectar con unos
ciertos telescopios infrarrojos.
Después, a medida que el material cae sobre la protoestrella y la envoltura del fragmento de
nube de gas y polvo se disipa, el embrión se hace visible. En una estrella como el Sol, esto
ocurre un millón de años después del inicio del proceso de colapso.
Después de diez millones de años, el primer proceso de colapso -contracción por la
gravedad- finaliza. Durante todo ese tiempo, la temperatura de la protoestrella ha ido
aumentando enormemente, y dicha temperatura es tan elevada que cuando finaliza el
colapso, empiezan a producirse la llamadas reacciones termonucleares, que utilizan como
combustible el hidrógeno que forma parte del núcleo de la estrella, convirtiéndolo en un
elemento más pesado denominado Helio. En este momento se puede afirmar que ha nacido
una nueva estrella y que se encuentra en una fase de su vida denominada secuencia
principal.
La estrella es estable ya que se encuentra en un estado que se conoce como equilibrio
hidrostático: la fuerza que empuja hacia el exterior (la presión de la energía que producen
las reacciones nucleares) es compensada por la fuerza que empuja hacia el interior, la
gravedad.
La vida de una estrella, puede variar dependiendo mucho de su tamaño. Una estrella
pequeña como el sol puede vivir unos 10.000 millones de años, pero una estrella que se 20
veces mayor que el sol puede llegar a vivir 10 millones de años.
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Temperatura Vida (millones
Clasificación Descripción Color Ejemplo
(°C) de años)
Blanco
I Supergigantes 100000 10-50 Wolf Rayet
verdoso
Gigantes
II Azulado 25 000 50-100 Spica
Luminosas
III Gigantes Blanco 11 500 90-2000 Sirio
Blanco
IV Sub-Gigantes 7500 2000-8000 Canopus
amarillento
V Enanas Amarillo 6000 9000-20000 Sol
VI Sub-Enanas Anaranjado 3000 20000-40000 Antares
VII Enanas Blancas Rojo 1400 Indefinido Andromedae
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Mientras el hidrógeno abunde en la estrella, la situación será bastante estable. Pero el
combustible no puede durar para siempre. Cuando una estrella ha agotado buena parte del
hidrógeno que se quema en su núcleo, el helio formado comienza a interferir en el proceso,
llegándose a un punto en que la reacción termonuclear puede pararse. Se dice entonces, de
un modo muy gráfico, que la estrella se ha envenenado por helio.
Como resultado de este envenenamiento, se genera menos energía en el núcleo y disminuye
la presión hacia el exterior, de modo que la estrella se contrae y aumenta su temperatura.
Alrededor del núcleo de helio, inerte pero muy caliente, comienza a quemarse el hidrógeno
en capas cada vez más externas. Aunque el núcleo se mantiene muy caliente, las capas más
externas cada vez se desdibujan más, y la temperatura superficial disminuye. Es por eso que
el color se desplaza hacia el rojo y la estrella se convierte en una gigante roja.
Una vez eso ocurre, la estrella empieza a engullir lo que está relativamente a su alrededor,
en el caso del sol, engulliría a Mercurio y seguramente a Venus. Llegado un punto y si la
estrella es suficientemente pequeña, la compresión del núcleo interno se ralentiza por efecto
del gas de electrones libres degenerados.
Debido a la compresión continuada, La temperatura aumenta hasta el punto de ignición del
helio, en torno a los 100 millones de grados. En una estrella con una masa como la del Sol,
el núcleo está parcialmente degenerado en ese momento. Entonces, de modo súbito, se
produce una explosión de carácter moderado el denominado flash de helio, que marca el
inicio de la combustión termonuclear de dicho elemento, para formar carbono y oxígeno
como productos.
Como resultado, la estrella se encaminará hacia un nuevo estado, el de enana blanca,
compuesta por lo que era el núcleo en el estado anterior, pero comprimido hasta densidades
inmensas El material que rodea a la enana blanca, que antes formaba la gigante roja, se
calienta e ioniza por efecto de la radiación emitida por la enana blanca, formando
complejos y curiosos motivos filamentosos, denominados nebulosa planetaria.
Las enanas blancas, que mantienen su integridad por el efecto de la presión de electrones
degenerados, tienen una vida muy larga, más larga de hecho que la edad del universo, dada
la extrema lentitud con la que se van enfriando. Como no crean energía, por haber agotado
su combustible, este proceso llevará irremediablemente al enfriamiento total de la estrella.
En el interior de estos cuerpos, se produce la cristalización final.
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EL SOL
El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más.
Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja.
Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede
tardar un trillón de años en enfriarse. Se formó a partir de nubes de gas y polvo que
contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas.
Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumestelar surgieron, más tarde, los
planetas, asteroides y cometas del Sistema Solar. En el interior del Sol se producen
reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio,
produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia
principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de
manera estable.
Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo
transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región
central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas
adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a
expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro puede
llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de
vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance
aproximadamente 100 millones de kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en
carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio.
Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su
temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse el helio
del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a
fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbono y oxígeno
y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas
suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados- que lo convertirá de
nuevo en una gigante roja, pero ésta vez de la rama asintótica gigante y provocará que el
astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria, quedando
únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al
enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegará a estallar como una supernova al
no tener la masa suficiente para ello.
Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber además de Mercurio y
Venus a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el
proceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre -al igual que la de los demás
planetas del Sistema Solar- se expandiría posiblemente salvándola de ése destino. Sin
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embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales
así cómo el roce con la materia de la cromosfera solar harán que nuestro planeta sea
absorbido. Otro artículo posterior también apunta en la misma dirección.
El Sol es primordial para poder tener una vida tal y como la entendemos hoy en día, ya que
regula la temperatura de la tierra, y hace que, nos mantengamos vivos, nosotros y la gran
mayoría de los seres vivos que habitan este peculiar planeta.
La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la
absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirectamente
una pequeña cantidad de esta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben
indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.
La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol.
Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante
fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condensó en
altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.
Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy
extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.
Por ello, debemos intentar disfrutar al máximo y intentar exprimirlo al máximo, ya que
como se ha visto, nada es efímero, todo tiene un fin y más concretamente cuando hablamos
de estrellas, y en este caso el Sol.
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