La Evolución Estelar: Desde el Polvo de Estrellas hasta el Sistema Solar

Evolución de las Estrellas:

Todos los elementos químicos de la tabla periódica, desde los más sencillos a los más complicados, se forman en el interior de las estrellas debido a tres procesos: fenómenos de radiación, fusión y fisión.

Todo parte del polvo de estrellas; somos polvo de estrellas, nuestros elementos fueron fabricados en el interior de una estrella. El proceso que se produce en el interior de las estrellas depende de la masa de la estrella. La evolución de una estrella depende de su masa. En el interior de una estrella hay dos fuerzas opuestas: gravedad (que contrae) y la presión de la radiación que tiende a expandir la estrella.

Etapas de la Evolución Estelar:

• Fase inicial: Se denomina secuencia principal de la estrella. En esta etapa, la energía de la estrella proviene de la fusión de H₂ para dar He. En este proceso se desprenden grandes cantidades de luz y energía. La duración de esta etapa dependerá de la masa de la estrella, del tamaño y de la cantidad de H que tenga. Una estrella del tamaño del Sol estará en esta etapa unos 10,000 millones de años. Curiosamente, si la estrella es 10 veces mayor que el Sol, esta fase inicial solo dura alrededor de 100 millones de años, porque la fusión de H para dar He en estas estrellas tan masivas se realiza a mucha más velocidad que en las estrellas más pequeñas. Cuando la estrella consume todo el H de su núcleo, no puede mantener las reacciones termonucleares y la estrella se hunde bajo su propio peso. Al hundirse, se calienta mucho y es capaz, en ese momento, de fusionar el He para producir C, y al agotar el He, solo queda C, que luego fusiona para dar O.
• Fase final: Depende de la masa que tenga la estrella. En una estrella de masa baja o intermedia, como es el Sol, después de acabar su combustión principal, la estrella se va expandiendo, volviéndose más fría y luminosa hasta convertirse en una gigante roja. Para el Sol, esto ocurrirá en 5,000 millones de años. La gigante roja crecerá en tamaño, invadiendo más allá de la órbita de la Tierra, y acabará disipando la mayor parte de su masa por el espacio, volviendo a convertirse en una acumulación de polvo cósmico, nebulosa. El núcleo que quede después de esparcirse por el espacio se llama enana blanca, que se va enfriando lentamente. Si se trata de estrellas de gran masa, entonces la evolución es un poco distinta. Cuando se acabe el H en la fase inicial, el He se fusionará en C, el C en Ne, el Ne en O, el O en Si y el Si en Fe. Cuando se ha sintetizado todo el Fe, la fuerza de gravedad es tan fuerte que la estrella implosiona, seguida de una explosión que genera una supernova.

Supernovas:

Las supernovas se forman cuando una estrella masiva logra formar Fe. En esa situación, ya no tiene con qué contrarrestar la fuerza de la gravedad y se produce una implosión (colapso) seguida de una explosión que genera una onda de choque de tal magnitud que puede dar lugar a la formación de los elementos más pesados de la tabla periódica, hasta el uranio. A continuación, y dependiendo de la masa del núcleo, pueden ocurrir dos cosas:

• Si el núcleo de la estrella no supera entre 8 y 10 veces la masa del Sol, el colapso de esa estrella se detendrá y la temperatura será tan alta que toda la materia se disociará en los componentes más simples (protones, neutrones, electrones), formándose así una estrella de neutrones o pulsar. Las estrellas de neutrones o pulsares emiten luz de forma intermitente y su densidad es tan grande que, en ellas, una medida del tamaño de una bola de un bolígrafo tendría una equivalencia de 100,000 toneladas.
• Si el núcleo es superior a 10 veces la masa del Sol, nada puede detener su colapso, que continuará hasta que su densidad se vuelva prácticamente infinita y se convierta en un agujero negro. La gravedad es tan alta que es el objeto más denso del universo y ni siquiera la luz puede escapar de él.

El Sistema Solar:

El sistema solar es el conjunto formado por la estrella llamada Sol, los planetas y sus satélites, y otros cuerpos que orbitan a su alrededor, como los planetas enanos, asteroides, cometas o meteoritos. El sistema solar tiene un radio de unos 100,000 UA y se encuentra en uno de los extremos de la Vía Láctea, girando alrededor de su centro. La estrella del sistema solar es el Sol, que es una estrella de tamaño mediano. Está formada por 81% de H, 18% de He y 1% que se reparte entre otros elementos.

Estructura del Sol:

• Zona central (núcleo): Tiene una temperatura de 15,000,000 grados. Es un quinto del radio del Sol y es donde se producen las reacciones termonucleares: la fusión del H.
• Zona radiactiva: Formada por plasma. Esta zona es atravesada por fotones que tienden a alcanzar la superficie.
• Zona convectiva: Rodea a la anterior capa. Los gases no están ionizados y en ella, esos gases sufren una transformación convectiva. Los gases calientes y ligeros ascienden a la fotosfera y allí ceden su energía en forma de luz visible. Se enfrían y vuelven a descender hacia el interior.
• Fotosfera: Capa en la que se emite la mayoría de la luz visible del Sol. Se puede considerar la verdadera superficie solar. Su temperatura es de 6,000 grados. Aparecen las manchas solares producidas por las erupciones que se desencadenan en ellas. Las manchas solares son depresiones oscuras en la fotosfera con una temperatura de 4,000 grados. Son zonas de baja temperatura y son más oscuras. Se cree que la fotosfera tiene entre 100 y 200 km de profundidad.
• Cromosfera: Encima de la fotosfera. La cromosfera puede observarse en los eclipses solares, pero a simple vista no se aprecia bien por el mayor brillo de la fotosfera.
• Corona: La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior del Sol. Es en esta región donde aparecen las erupciones solares. Las erupciones solares son extensiones enormes de la corona solar que salen despedidas hacia el espacio y provocan el desprendimiento de partículas (protones y neutrones) que se alejan del Sol y dan lugar al viento solar.