La vida y muerte de una estrella

Las estrellas duran mucho tiempo, pero eventualmente morirán. La energía que forma las estrellas, algunos de los objetos más grandes que estudiamos, proviene de la interacción de átomos individuales. Entonces, para comprender los objetos más grandes y poderosos del universo, debemos entender los más básicos. Luego, a medida que termina la vida de la estrella, esos principios básicos una vez más entran en juego para describir lo que sucederá después con la estrella. Los astrónomos estudian varios aspectos de las estrellas para determinar cuantos años tienen así como sus otras características. Eso les ayuda a comprender también los procesos de vida y muerte que experimentan.

Las estrellas tardaron mucho en formarse, ya que la fuerza de la gravedad unió el gas a la deriva en el universo. Este gas es principalmente hidrógeno, porque es el elemento más básico y abundante en el universo, aunque parte del gas podría consistir en otros elementos. Suficiente de este gas comienza a reunirse bajo la gravedad y cada átomo está tirando de todos los demás átomos.

Este tirón gravitacional es suficiente para obligar a los átomos a chocar entre sí, lo que a su vez genera calor. De hecho, a medida que los átomos colisionan entre sí, vibran y se mueven más rápidamente (después de todo, eso es lo que energía térmica Realmente es: movimiento atómico). Eventualmente, se calientan mucho, y los átomos individuales tienen mucho energía cinética, que cuando chocan con otro átomo (que también tiene mucha energía cinética) no solo rebotan entre sí.

Con suficiente energía, los dos átomos colisionan y el núcleo de estos átomos se fusionan. Recuerde, esto es principalmente hidrógeno, lo que significa que cada átomo contiene un núcleo con solo uno protón. Cuando estos núcleos se fusionan (un proceso conocido, apropiadamente, como fusión nuclear) el núcleo resultante tiene dos protones, lo que significa que el nuevo átomo creado es helio. Las estrellas también pueden fusionar átomos más pesados, como el helio, para formar núcleos atómicos aún más grandes. (Se cree que este proceso, llamado nucleosíntesis, es cuántos de los elementos de nuestro universo se formaron).

Entonces los átomos (a menudo el elemento hidrógeno) dentro de la estrella chocan entre sí, pasando por un proceso de fusión nuclear, que genera calor, radiación electromagnética (incluso luz visible), y energía en otras formas, como partículas de alta energía. Este período de quema atómica es lo que la mayoría de nosotros consideramos como la vida de una estrella, y es en esta fase que vemos la mayoría de las estrellas en los cielos.

Este calor genera una presión, al igual que el calentamiento del aire dentro de un globo crea presión en la superficie del globo (analogía aproximada), que empuja a los átomos para separarlos. Pero recuerda que la gravedad está tratando de unirlos. Finalmente, la estrella alcanza un equilibrio donde la atracción de la gravedad y la presión repulsiva se equilibran, y durante este período la estrella arde de una manera relativamente estable.

Hasta que se quede sin combustible, eso es.

A medida que el combustible de hidrógeno en una estrella se convierte en helio y en algunos elementos más pesados, se necesita más y más calor para causar la fusión nuclear. La masa de una estrella juega un papel en cuánto tiempo se tarda en "quemar" a través del combustible. Las estrellas más masivas usan su combustible más rápido porque se necesita más energía para contrarrestar la fuerza gravitacional más grande. (O, dicho de otro modo, la fuerza gravitacional más grande hace que los átomos choquen más rápidamente). Mientras que nuestro sol probablemente durará unos 5 mil millones de años, más estrellas masivas puede durar tan poco como cien millones de años antes de usar su combustible.

A medida que el combustible de la estrella comienza a agotarse, la estrella comienza a generar menos calor. Sin el calor para contrarrestar la atracción gravitacional, la estrella comienza a contraerse.

¡No todo está perdido, sin embargo! Recuerde que estos átomos están formados por protones, neutrones y electrones, que son fermiones. Una de las reglas que rigen fermiones se llama el Principio de exclusión de Pauli, que establece que no hay dos fermiones que puedan ocupar el mismo "estado", que es una forma elegante de decir que no puede haber más de uno idéntico en el mismo lugar haciendo lo mismo. (Los bosones, por otro lado, no se encuentran con este problema, que es parte de la razón por la que funcionan los láseres basados ​​en fotones).

El resultado de esto es que el Principio de Exclusión de Pauli crea otra ligera fuerza repulsiva entre los electrones, que puede ayudar a contrarrestar el colapso de una estrella, convirtiéndola en un enano blanco. Esto fue descubierto por el físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar en 1928.

Otro tipo de estrella, la estrella neutrón, surge cuando una estrella colapsa y la repulsión de neutrones a neutrones contrarresta el colapso gravitacional.

Sin embargo, no todas las estrellas se convierten en estrellas enanas blancas o incluso estrellas de neutrones. Chandrasekhar se dio cuenta de que algunas estrellas tendrían destinos muy diferentes.

Chandrasekhar determinó cualquier estrella más masiva que aproximadamente 1.4 veces nuestro sol (una masa llamada Límite de Chandrasekhar) no podría sostenerse contra su propia gravedad y colapsaría en un enano blanco. Las estrellas de hasta 3 veces nuestro sol se convertirían estrellas de neutrones.

Más allá de eso, sin embargo, hay demasiada masa para que la estrella contrarreste la atracción gravitacional a través del principio de exclusión. Es posible que cuando la estrella se esté muriendo, pueda pasar por un supernova, expulsando suficiente masa al universo que cae por debajo de estos límites y se convierte en uno de estos tipos de estrellas... pero si no, ¿qué pasa?

Bueno, en ese caso, la masa continúa colapsando bajo fuerzas gravitacionales hasta que calabozo está formado

Y eso es lo que llamas la muerte de una estrella.