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FÍSICA ESTELAR



¿Qué es la Física Estelar?

La Física Estelar es definida como aquella rama de la astrofísica que se ocupa o se encarga de la composición de las estrellas que existen o habitan en el universo. Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Más precisamente, se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas.

El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella.

Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su evolución.

Astrofísica Estelar

Se llama Astrofísica estelar al estudio de la física de las estrellas; su formación, evolución y final, así como sus propiedades y distribución.

Una herramienta fundamental en el estudio de las estrellas es el diagrama de Hertzsprung-Russell.

El estudio de las estrellas y de su evolución es imprescindible para avanzar en nuestro conocimiento del universo, puesto que ellas constituyen los módulos básicos que componen el mismo. La astrofísica estelar hace uso de la observación y el entendimiento teórico, así como también de simulaciones numéricas de la composición interna de las estrellas.

Nacimiento y Vida de una Estrella

La formación de las estrellas se produce en regiones densas de polvo y gas molecular, conocidas como nebulosas interestelares. La fuerza de gravedad acerca a los átomos de hidrógeno hacia el centro de la acumulación, haciéndolo más y más denso. Llega un punto en que sus velocidades son tan grandes que el protón de un núcleo de hidrógeno logra vencer la repulsión eléctrica del núcleo en el que impacta, fusionándose con él y otros más hasta formar un núcleo estable de helio.

Una estrella desde su nacimiento tiene diferentes fases de evolución. En sus primeras etapas como embrión es rodeada por los restos de la nube de gas desde la cual se formó. Esa nube de gas es gradualmente disipada por la radiación que emana de la estrella, posiblemente quedando atrás un sistema de objetos menores como planetas, etc.

Pasada la etapa de la infancia, una estrella entra a su madurez, que se caracteriza por un período largo de estabilidad durante el cual, en su núcleo, el hidrógeno se va convirtiendo en helio, liberando enormes cantidades de energía. A esa etapa de estabilidad de la estrella se la llama secuencia principal.

Las características de la estrella resultante dependerán de la magnitud de su masa. Cuanto más masiva sea la estrella, mayor será su luminosidad y con mayor velocidad agotará el hidrógeno de su núcleo, lo que la hará más luminosa, más grande y más caliente. La rápida fusión de hidrógeno en helio también implica un agotamiento de las reservas del primero más pronto en estrellas masivas que para las de menor tamaño. Para una estrella como el Sol su permanencia en la secuencia principal es de unos 10 mil millones de años; una estrella diez veces más masiva será 10 000 veces más brillante pero durará en la secuencia principal sólo unos 100 millones de años.

Cuando todo el hidrógeno del núcleo de la estrella se haya convertido en helio, ésta comenzará su desarrollo. La fusión del helio requiere una mayor temperatura en el núcleo, por lo que la estrella incrementará tanto su tamaño como la densidad de su núcleo.

Evolución y Muerte de una Estrella

No todas las estrellas evolucionan del mismo modo. La masa de la estrella es, de nuevo, determinante a la hora de hacer un estudio sobre las distintas fases que experimenta a lo largo de su vida.

Estrellas de Masa Pequeña

Este tipo de estrellas tienen una vida larga. Nuestro conocimiento sobre su evolución es mera teoría, ya que su etapa en la secuencia principal tiene mayor duración que la actual edad del universo. Los astrofísicos consideran que deberían tener una evolución muy parecida a las estrellas de masa intermedia, a excepción de que en la fase final la estrella se enfriaría convirtiéndose tras un billón de años en una enana negra.

Estrellas de Masa Intermedia

Nuestro Sol se encuentra dentro de esta división. Son estrellas que durante la fase de la secuencia principal transmutan hidrógeno en helio en su núcleo central, pero el primero, en millones de años, se va agotando hasta llegar a un instante en que las fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias para equilibrar la gravedad. Así, el centro de la estrella se empieza a contraer hasta que llega a una temperatura tan elevada que el helio entra en fusión y convierte en carbono. El remanente de hidrógeno se aloja como una cáscara quemándose y transmutándose en helio y las capas exteriores de la estrella se expanden. Esa expansión convierte a la estrella en una gigante roja más brillante y fría que en su etapa en la secuencia principal.

Durante esta fase, una estrella pierde muchas de sus capas exteriores las cuales son eyectadas hacia el espacio por la radiación que emana. Eventualmente, las estrellas más masivas de este tipo logran encender el carbono para que se transmute en elementos más pesados, pero lo normal es que la estrella se derrumbe hacia su interior debido a la presión de la gravedad transformándose en una enana blanca.

Estrellas de Masa Mayor y Estrellas Masivas

Son estrellas de rápida combustión. La corta extensión de sus vidas hace extrañas a las grandes estrellas, pues sólo aquellas formadas en los últimos 30 millones de años -y no todas ellas- existen todavía.

Al principio pasan rápidamente a través de casi las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen núcleos tan calientes que transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Una vez que la estrella haya agotado el hidrógeno en el núcleo y alojado el remanente de éste como cáscaras, entra a una fase que se conoce como de supergigante roja. Cuando sus núcleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de las estrellas permite continuar la fusión, convirtiendo el helio en carbono, el carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio, y finalmente el silicio en hierro. Llegado a este punto, como el hierro no se fusiona, el núcleo de la estrella se colapsa, resultando de ello una explosión de supernova.

Se piensa que los restos de una supernova son generalmente una estrella de neutrones. Un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el núcleo de la supernova de 1054. En el caso de que la masa persistente de la estrella es de dos a tres veces la del Sol, la contracción continuará hasta formar un agujero negro.

Las estrellas binarias pueden seguir modelos de evolución mucho más complejos, podrían transferir parte de su masa a su compañera y generar una supernova.

Las nebulosas planetarias y las supernovas son muy necesarias para la distribución de metales a través del espacio, sin ellas, todas las nuevas estrellas (y sus sistemas planetarios) estarían formados exclusivamente de hidrógeno y helio.

Astrofísica

El término astrofísica refiere al desarrollo y estudio de la física aplicada a la astronomía. La astrofísica emplea la física para explicar las propiedades y fenómenos de los cuerpos estelares a través de sus leyes, fórmulas y magnitudes. Si bien se usó originalmente para denominar la parte teórica de dicho estudio, la necesidad de dar explicación física a las observaciones astronómicas ha llevado a que los términos astronomía y astrofísica sean usados de forma equivalente. Una vez que se comprendió que los elementos que forman parte de los "objetos celestes" eran los mismos que conforman la Tierra y que las mismas leyes de la física se aplican a ellos, había nacido la astrofísica como una aplicación de la física a los fenómenos observados por la astronomía. La astrofísica se basa, pues, en la asunción de que las leyes de la física y la química son universales, es decir, que son las mismas en todo el universo.

La mayoría de los astrónomos (sino todos) tienen una sólida preparación en física y las observaciones son siempre puestas en su contexto astrofísico, así que los campos de la astronomía y astrofísica están frecuentemente enlazados.

La astrofísica moderna nace con las observaciones realizadas y analizadas a comienzos del siglo XIX por J. von Fraunhofer (1787-1826) sobre la luz del Sol, la cual atravesando un espectroscopio (aparato capaz de descomponer la luz en sus colores fundamentales), da lugar a un espectro continuo sobre el cual se sobreimprimen líneas verticales, que son la huella de algunos de los elementos químicos presentes en la atmósfera solar. Por ejemplo, el hidrógeno y el sodio.2 Este descubrimiento introdujo un nuevo método de análisis indirecto, que permite conocer la constitución química de las estrellas lejanas y clasificarlas.

Así como el estudio de la composición química de los distintos objetos a través de la espectroscopia, otros medios de investigación fundamentales para la astrofísica son la fotometría (medida de la intensidad de la luz emitida por los objetos celestes) y la astrofotografía o fotografía astronómica. La astrofísica es una ciencia tanto experimental, en el sentido en que se basa en observaciones, como teórica, porque formula hipótesis sobre situaciones físicas no directamente accesibles. Otra gran zona de investigación de la astrofísica está constituida por el estudio de las características físicas de las estrellas.

La astrofísica también estudia la composición y la estructura de la materia interestelar, nubes de gases y polvo que ocupan amplias zonas del espacio y que en una época eran consideradas absolutamente vacías. Los métodos de investigación astrofísica son también aplicados al estudio de los planetas y cuerpos menores del sistema solar, de cuya composición y estructura, gracias a las investigaciones llevadas a cabo por satélites artificiales y sondas interplanetarias, se ha podido lograr un conocimiento profundo que en muchos casos ha permitido modificar convicciones muy antiguas.

Referencias:


          [Consultado el 04 de Febrero de 2016]

Véase también:


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