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Tema 3.-

Vida y muerte de las

estrellas.

-CCMC-

Colegio Virgen del Carmen

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3.1.- El nacimiento de una estrella.

Las estrellas nacen a partir de una bolsa de gas que contiene hidrógeno, el elemento más

abundante del Universo, si recuerdas. Esta bolsa de gas forma parte de una nebulosa, que no

es nada más que los restos de la explosión de una estrella moribunda. Vamos a ver el proceso

de nacimiento de una estrella, a partir de esta bolsa de gas y polvo estelar.

1.- Durante mucho tiempo la bolsa de gas y polvo permanecerá quieta, hasta que la explosión

de otra estrella (supernova) sea lo suficientemente fuerte como para empezar a mover la bolsa

de gas. En otras ocasiones, el viento solar de una estrella vecina es capaz de mover la nube,

pasando así a la etapa 2.

2.- De igual forma que el viento mueve los granos de arena hasta apelmazarlos (juntarlos), la

Explosión de la estrella(supernova) mueve la bolsa de gas y polvo, apretándola. Entonces actúa

la gravedad y la nube comienza a girar, formando una bola de gas enorme.

3.- El gas exterior empuja al interior, y cada vez se acumula más y más polvo, gas y

materia. Con cada movimiento, sube la temperatura del interior de la bola porque hay

mucho rozamiento. Cuando se ha alcanzado el millón de grados, se inicia la fusión

nuclear .Ha nacido una nueva estrella.

4.- Los restos de gas y polvo que no han formado parte de la estrella servirán para

formar planetas, asteroides, lunas, etc. El proceso de fusión y la vida de una estrella. Desde

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que nace la estrella, se produce un equilibrio de fuerzas entre la fusión nuclear y la

gravedad, que tiende a aplastarla sobre sí misma. Este equilibrio se mantendrá hasta la muerte

de la misma.

3.2.- FUSIÓN y FISIÓN nucleares.

Conviene no confundir FUSIÓN con FISIÓN, ya que son cosas diferentes. Fusión es sinónimo de

UNIR, mientras que fisión es sinónimo de lo contrario, de SEPARAR.

Veamos en qué consiste la fusión nuclear y qué ventajas tiene.

a) Fusión nuclear (=unir):

Como vemos en el dibujo, en la fusión nuclear se unen los núcleos de hidrógeno para

formar helio, que es el siguiente elemento en la tabla periódica. Observad que se obtiene

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energía de este proceso, pero no hay radiactividad. Por lo tanto, la fusión es un proceso

LIMPIO, donde se obtiene mucha energía (que nos llega cada día, cuando sale el sol). El

principal inconveniente de la fusión es que se necesitan alcanzar temperaturas de un millón de

grados para iniciarla.

Las estrellas pueden realizar la fusión del hidrógeno en helio a partir de dos reacciones,

dependiendo de su tamaño:

Estrellas medianas y pequeñas Reacción en cadena PP (Protón-Protón).

Cadenas PP: Cada vez que se emite un fotón, se libera energía (recodar que el fotón es la

partícula asociada a la luz y al calor, ambos son formas de radiación).

3.3.- Estrellas gigantes y supergigantes: Reacciones C-N-O.

Estas estrellas están a altísimas temperaturas de miles de millones de grados, con lo que las

reacciones de fusión nuclear son diferentes de las de las estrellas medianas o pequeñas, más

frías (pocos millones de grados). Utilizan hidrógeno para producir carbono, nitrógeno y

oxígeno. Para producir carbono se usa hidrógeno, para producir nitrógeno se consume

hidrógeno y para producir oxígeno también se consume hidrógeno. Así que se necesita el triple

de hidrógeno que en las estrellas pequeñas para producir fusión nuclear, por eso se consumen

antes y viven menos.

¡H = Hidrógeno protón

2H = Hidrógeno Deuterio

3H = Hidrógeno tritio

Se consumen dos protones

(hidrógenos) para producir un

nucleo de helio, pero también se

producen dos protones, por lo

que se consume muy poco

hidrógeno y la estrella podrá vivir

mucho tiempo sin consumirse

apenas.

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b) Fisión nuclear (=separar).

Esta vez se utiliza un núcleo grande y pesado (el uranio o el plutonio). El núcleo es

bombardeado por un neutrón o proyectil. Al romperse dicho núcleo se libera la energía

contenida, pero también otros núcleos nuevos, es decir, que se produce radioactividad. Este es

el proceso que se produce en las centrales nucleares y con las bombas atómicas.

Como anécdota, os contaré que la primera bomba nuclear de la historia fue detonada en el

desierto de Los Álamos, Nuevo México (EEUU), dentro del Proyecto Manhattan. El objetivo era

construir la primera bomba atómica capaz de acabar con la Alemania de la segunda

guerra mundial.

Ciclo C-N-O de la fusión nuclear

de una estrella supergigante. Se

consumen 4 hidrógenos (4

protones p) para dar un helio-4.

También se produce carbono,

nitrógeno y oxígeno.

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3.4.- El color de una estrella y su temperatura.

Las estrellas emiten todo tipo de ondas: ondas de radio, rayos X, ultravioletas,

infrarojos... Y por supuesto, luz. Todo esto es radiación (que es una palabra distinta a

radioactividad). Ya sabemos que la luz está formada por muchos colores. En las estrellas,

siempre hay uno de los colores que predomina sobre los otros. Hace tiempo que los científicos

descubrieron que había una relación entre el color predominante de una estrella y su

temperatura. Esta relación se conoce como la ley de Stefan-Boltzmann.

El Sol es una estrella mediana amarilla y Betelgeuse es una estrella supergigante roja, donde

el color rojo predomina sobre los otros (emite más el color rojo). Es importante señalar que

el tamaño de una estrella no tiene nada que ver con su color , sino más bien con su vida.

Una estrella supergigante vive menos que una estrella mediana como el Sol. Por último, decir

que las estrellas más grandes son las que queman hidrógeno más rápido, produciendo helio,

mientras que las menos calientes queman hidrógeno para producir helio a un ritmo más lento

y por eso viven durante más tiempo. En estas estrellas se producen helio y otros elementos de

la tabla periódica. Por ejemplo, en el caso del Rigel, que es una estrella gigante blanca,

se sabe que además del hidrógeno, la estrella contiene metales que se producen

mediante la fusión nuclear del hidrógeno.

Finalmente, los astrónomos han clasificado el brillo de una estrella en una escala con las letras

OBAFGKM. M es la menos caliente (color rojo) y O son las estrellas más calientes (color azul).

La escala se recuerda a partir de la popular frase “Oh Be A Fine Girl Kiss Me”.

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3.5. El diagrama Hertzsprung-Russell.

A mediados del S.XX, los científicos Hertzsprung y Russell, por separado, intentaron clasificar

todas las estrellas del Universo visible según su brillo y su color predominante (OBAFGKM).

Clasificaron unas 25 000 estrellas.

Ejnar Hertzsprung , Henry Russell

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El resultado fue un diagrama como el que sigue a continuación.

La conclusión más importante a la que llegaron fue que la mayoría de las estrellas se agrupan

en una especie de “S” que llamaron la secuencia principal. Las estrellas pasan la mayoría de su

vida en la secuencia principal, para después hincharse (zona de gigantes rojas) y acabar

desapareciendo como enanas blancas (parte inferior del gráfico).

3.6. La muerte de las estrellas.

Ya hemos dicho que la vida de una estrella depende de dos factores:

i) De su tamaño: Las más grandes viven menos.

ii) De su color: Las más calientes (azules y blancas) viven menos.

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a) Muerte sin explosión: La estrella expulsa sus capas exteriores y queda el núcleo aún

caliente, que emite muy poca luz y se va enfriando poco a poco, es decir, en una enana

blanca. Ocurre en las estrellas medianas como el sol, y también en las pequeñas.

b) Muerte con explosión (Supernova) y con formación de estrellas de neutrones o

agujeros negros. Ocurre en las estrellas gigantes y súper-gigantes. Estas estrellas

pesan tanto que al final de su vida la gravedad las aplastará hasta formar una estrella

de neutrones o, si la gravedad comprime el núcleo aún más un agujero negro. Estas

estrellas son muy importantes en el Universo, ya que son las que al explotar pueden

crear nuevas estrellas, como vimos al principio del tema.

3.7.- Un ejemplo de muerte estelar: El Sol.

Tomemos como ejemplo al Sol. Cuando el Sol agote todo el hidrógeno, las reacciones de fusión

termonuclear pararán y la estrella no podrá luchar más contra la gravedad. Entonces esta

fuerza empezará a comprimir la estrella, aumentando su temperatura y su calor aún más y

más.

Cuando la temperatura sea suficientemente alta, comenzará la reacción de fusión del

helio que ha producido durante toda su vida: Los núcleos de helio se unirán para producir

carbono, otro elemento de la tabla periódica. La reacción de fusión del helio es tan

violenta que empuja a las capas del Sol hacia fuera, haciendo que multiplique su tamaño

convirtiéndola en una gigante roja.

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El Sol, convertido en una gigante roja, engullirá gran parte del Sistema Solar (incluidos

la Tierra). Esto sucederá en unos miles de millones de años.

Finalmente, tras varias reacciones nucleares el Sol , todos los elementos químicos que ha

producido durante su vida serán expulsados al espacio; carbono, oxígeno, etc., serán liberados

al espacio. El resto de los elementos de la tabla periódica se producen durante esta explosión.

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3.8.- Las supernovas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros.

Las estrellas gigantes agotan su combustible muy rápidamente. En unos pocos cientos de

millones de años, han cambiado el hidrógeno por carbono, oxígeno, nitrógeno, azufre y hierro,

que se acumulan en capas como una cebolla.

La estrella no aguanta su peso y colapsa, produciendo una explosión fenomenal llamada

SUPERNOVA:

Lo más importante aquí es señalar que una supernova puede originar nuevas estrellas al

mover los gases de una nebulosa: si una supernova es capaz de barrer planetas enteros, ¿por

qué no iba a comprimir los gases de una nebulosa y originar nuevas estrellas?

El núcleo de la estrella sobrevive a la explosión: la gravedad aplasta el núcleo hasta que los

electrones se unen a los protones y forman neutrones según la reacción nuclear:

Protón + electrón neutrón + neutrino.

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Esta estrella de neutrones emite luz por sus polos mientras gira y gira sobre su eje. Se

comporta como un faro en medio del espacio, por eso se le llama también PULSAR o estrella

PULSANTE.

Finalmente, si el núcleo de la estrella es muy muy pesado, la gravedad aplastará el núcleo y los

átomos que la forman: La estrella se comprimirá hasta un punto infinitamente pequeño. Toda

esa masa enorme acumulada en un espacio tan ridículamente pequeño acaba alterando las

leyes de la física y produciendo un agujero negro.

Un agujero negro es una

discontinuidad del espacio y del

tiempo causado por una estrella

que ha desaparecido sobre sí

misma.