Las asombrosas Las estrellas densas









En este artículo de Joaquín Díaz Alonso, doctor en ingeniería por la Escuela Técnica Superior de Ingenieros Aeronáuticos de Madrid, publicado en agosto de 1997, se explica la evolución de las estrellas cuando se agotan los combustibles nucleares, de manera lenta o catastrófica, según los casos, hacia configuraciones autogravitantes de enorme compresión. Se reproduce a continuación un extracto de dicho artículo en el que se analiza esta evolución en las estrellas de tipo solar.
Fragmento de Las estrellas densas.
De Joaquín Díaz Alonso.
Veamos, primeramente, la agonía de las estrellas de tipo solar. Después de pasar por una serie de etapas intermedias de corta duración (del orden de algunos millones de años) en las que el astro se hincha hasta multiplicar cientos de veces su tamaño inicial y en el que pierde su envoltura (alrededor de la mitad de su masa), arrojada hacia el espacio exterior bajo forma de viento estelar, la estrella se hunde lentamente sobre sí misma, a medida que se enfría, hasta alcanzar densidades de toneladas por centímetro cúbico en su interior. A estas concentraciones, la presión del gas degenerado de electrones detiene la contracción y el tamaño de la estrella se ha reducido hasta un diámetro semejante al de la Tierra (del orden de 10.000 kilómetros) y su masa es del orden de la mitad de la del Sol. Es el estadio de enana blanca, en que se encuentra aún a una temperatura muy elevada. A partir de este momento, seguirá enfriándose y, con ello, perdiendo luminosidad hasta hacerse invisible.
Como vemos, las enanas blancas se mantienen en equilibrio hidrostático entre las fuerzas de gravitación, por un lado, y la presión del fluido de electrones degenerado que se encuentra en su interior, por otro. Si esta estrella acreciese, es decir, adquiriese más masa mediante la absorción de materia procedente de algún objeto exterior, las fuerzas de gravitación se intensificarían y la materia interior se comprimiría, aumentando su presión hasta compensar el peso adicional. En este proceso, los electrones adquieren cada vez mayor velocidad debido al principio de exclusión y, finalmente, empiezan a penetrar en los núcleos atómicos, combinándose con los protones para dar neutrones, cambiando la composición de esos núcleos.
Al disminuir los electrones en el material, la presión que éste puede soportar ya no crece en la proporción necesaria. Se llega, a un punto en el que el equilibrio hidrostático se rompe y la estrella se hunde sobre sí misma. Esto ocurre cuando la masa de la enana blanca alcanza un valor aproximado de una vez y media de la masa solar. Este valor se conoce como la masa límite de estabilidad de Chandrasekhar, en honor del astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar.
Al hundirse, la densidad de la materia en el interior crece rápidamente. Los electrones siguen penetrando los núcleos y los nuevos neutrones que se forman son expulsados y comienzan a formar la sopa de neutrones. De este modo, el hundimiento continúa hasta llegar a densidades para las que la presión generada por la sopa de neutrones crece lo bastante para detener el colapso. En ese momento, la bola vuelve a estabilizarse con un radio del orden de 10 kilómetros, mucho menor que el que tenía en el estadio de enana blanca, y con una densidad de cientos de millones de toneladas por centímetro cúbico: es el estadio de estrella de neutrones.
Hasta aquí, hemos visto algunos mecanismos suaves que podrían conducir a la formación de astros compactos en el universo a partir de estrellas como el Sol. Aunque el mecanismo de formación de la mayoría de las estrellas enanas blancas es el descrito, se supone que la formación de las estrellas de neutrones (púlsares) y agujeros negros de tamaño estelar no procede igual, sino en el transcurso de un cataclismo que tiene lugar al final de la vida de las estrellas más masivas.
En efecto, el final de la vida de tales estrellas constituye un verdadero cataclismo. Cuando se agota la serie de reacciones termonucleares en su interior, la estrella tiene un tamaño equivalente a varias veces la distancia entre la Tierra y el Sol y su brillo es alrededor de 100.000 veces mayor que el brillo solar. Es lo que se llama una supergigante roja. Su núcleo, compuesto mayoritariamente de diferentes isótopos del hierro, níquel y de otros elementos pesados en menor proporción, se asemeja a una bola de acero muy comprimida, penetrada por el plasma de electrones degenerados, que mantienen la presión. En este núcleo se alcanzan densidades como las que reinan en el interior de las enanas blancas más pesadas (alrededor de mil toneladas por centímetro cúbico) y tiene una masa próxima al límite de Chandrasekhar, además de estar rodeado por las capas externas de la estrella, cuyo peso debe soportar.
Aunque la temperatura del núcleo, en el momento de la extinción de las reacciones termonucleares, es del orden de 1000 millones de grados, empieza a enfriarse, y alcanza rápidamente su límite de estabilidad, comenzando a hundirse sobre sí mismo. Este hundimiento es tan rápido, que las capas exteriores de la estrella se rezagan. Cuando el núcleo se reduce hasta el tamaño típico de las estrellas de neutrones, la presión aumenta en su interior y su colapso se detiene. La materia de las capas exteriores de la estrella, que se desplomaban tras el núcleo, choca, ahora, contra su superficie dura. En ese choque violento, el núcleo se comprime y el material de las capas exteriores rebota, formando una onda de choque de muy alta energía que viaja hacia al exterior de la estrella expulsando el material a velocidades enormes. Esta explosión puede provocar la destrucción completa del astro, que se disipa formando una nube, o reducirse a la expulsión de todo el material de las capas exteriores, dejando como resto al núcleo comprimido que se convertirá entonces en una estrella de neutrones o, eventualmente, en un agujero negro.
Durante este proceso de hundimiento se han producido dos fenómenos de interés para la observación de estos objetos. Ambos están relacionados con dos principios de conservación de la física: se trata de la conservación del momento angular y la conservación del flujo magnético.
Fuente: Díaz Alonso, Joaquín. Las estrellas densas. Investigación y Ciencia. Barcelona: Prensa Científica, agosto, 1997.


domingo, 30 de enero de 2011

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