UNIVERSO: Estrellas Enanas

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Autor del Blog: Jorge Mier Hoffman en Machupicchu

Introducción

Es uno de los más grandes secretos del universo del cual se han descubierto cosas increíbles, es lo que quedará del Sol en millones de años, su formación todavía es un misterio del que sólo se saben unas pocas cosas, hablamos de las enanas blancas, estos cuerpos constituyen la etapa final más común en la evolución estelar, pero uno de las principales causas que motivan al estudio de estos objetos reside en la posibilidad de estimar la edad del disco galáctico local. En efecto, la velocidad de enfriamiento depende de la composición química de su núcleo. Conocer esta tasa de enfriamiento, implica, en principio, conocer sus edades. Si tenemos en cuenta que las enanas blancas más frías son los objetos más antiguos de la galaxia, entonces sus edades nos informan. En principio, acerca del instante de formación de la primera generación de estrellas en la Vía Láctea. Así, el estudio de las enanas blancas nos permite (en forma indirecta) la edad del disco galáctico local. De esa forma, las enanas blancas son de gran ayuda para calcular en gran medida la edad que tiene nuestro universo

La muerte de una estrella

Esta aceptada como teoría, que el brillo de una estrella se da en relación a su masa, las estrellas que tengan mayor masa serán más brillosas, cuando una estrella nace, llega un momento en el que se alcanza cierta temperatura y empieza un proceso nuclear que transforma el hidrógeno en helio. Esa energía era la que predecía la radiación de una estrella, es por lo que la estrella radiaba, cuando empieza a emitir esa energía la estrella empieza a contraer hasta llegar a un punto de equilibrio, esa etapa donde la estrella está en su punto de equilibrio es la fase más larga en la vida de una estrella, esa etapa es en la que se encuentra actualmente nuestro Sol.

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A lo largo de la vida de la estrella se va agotando el hidrógeno que se encuentra en su interior, la presión va en aumento y es así como empieza a contraerse el núcleo y el hidrógeno empieza a situarse en una capa exterior en forma esférica, el hidrógeno empieza a quemarse en capas cada vez más lejanas al centro y la estrella se va haciendo cada vez menos densa, pero a la vez mucho más grande hasta llegar a catalogarse como gigante. Las estrellas que tienen más masa tienen una vida más corta, así que una estrella con 60 masas solares solo terminara como una estampida.

Éstas estrellas, llega un momento en el que se produce un colapso rapidísimo, produciéndose una gran luminaria y la estrella muere en lo que se conoce como una supernova, los componentes de estas supernovas se esparcen por todo el universo y sus restos se pueden observar durante muchos años como se observa en la siguiente imagen.

¿Cómo se forma una enana blanca?

Cuando alcanzan el final de su larga evolución, las estrellas más pequeñas, aquellas con menos de 8 veces la masa total del Sol, se convierten normalmente en enanas blancas.

Estas viejas estrellas son increíblemente densas. Una cucharadita de su materia pesaría en la Tierra tanto como un elefante de 5,5 toneladas. Las enanas blancas tiene típicamente una centésima parte del radio solar, pero su masa es aproximadamente la misma.

Las estrellas como el Sol fusionan hidrógeno a helio en sus núcleos. Las enanas blancas son estrellas que agotaron todo el hidrógeno que utilizaban como combustible nuclear.

La fusión en el núcleo de una estrella produce calor y presión hacia el exterior, pero esta presión se equilibra por la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella. Cuando el hidrógeno utilizado como combustible se agota y la fusión se ralentiza, la gravedad hace que la estrella se colapse.

A medida que la estrella se condensa y se compacta se calienta aún más, quemando el hidrógeno remanente y haciendo que sus capas exteriores se expandan hacia afuera. En esta fase, la estrella se convierte en una gigante roja.

Dado el gran tamaño de una gigante roja, su calor se expande y las temperaturas de la superficie son predominantemente frías, aunque su núcleo sigue siendo caliente. Las gigantes rojas existen sólo un corto período de tiempo de quizá mil millones de años, si lo comparamos con los diez mil millones que puede pasar la misma estrella quemando hidrógeno, como el Sol.

Las gigantes rojas son lo bastante calientes como para convertir el helio de su núcleo, logrado a partir de la fusión del hidrógeno, en elementos pesados como el carbono. Pero la mayoría de las estrellas no son lo bastante masivas como para crear la presión y calor necesarios para la combustión de elementos pesados, por lo que la fusión y la producción de calor se detienen.

Estas estrellas finalmente expulsan el material de sus capas exteriores, lo que crea una envoltura de gas en expansión conocida como nebulosa planetariaDentro de esta nebulosa, el núcleo continúa calentándose y contrayéndose como enana blanca, con temperaturas superiores a los 180.000 grados Fahrenheit (100.000 grados Celsius).

Finalmente, tras decenas o cientos de miles de millones de años, una enana blanca se enfría hasta convertirse en una enana negra, que no emite energía. Dado que las estrellas más antiguas del universo sólo tienen entre 10.000 millones y 20.000 millones de años, no se conocen aún enanas negras.

¿Sabes qué es una enana blanca?

¿Sabes qué es una enana blanca?

Cuando alcanzan el final de su larga evolución, las estrellas más pequeñas, aquellas con menos de 8 veces la masa total del Sol, se convierten normalmente en enanas blancas.

Estas viejas estrellas son increíblemente densas. Una cucharadita de su materia pesaría en la Tierra tanto como un elefante de 5,5 toneladas. Las enanas blancas tiene típicamente una centésima parte del radio solar, pero su masa es aproximadamente la misma.

Las estrellas como el Sol fusionan hidrógeno a helio en sus núcleos. Las enanas blancas son estrellas que agotaron todo el hidrógeno que utilizaban como combustible nuclear.

La fusión en el núcleo de una estrella produce calor y presión hacia el exterior, pero esta presión se equilibra por la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella. Cuando el hidrógeno utilizado como combustible se agota y la fusión se ralentiza, la gravedad hace que la estrella se colapse.

A medida que la estrella se condensa y se compacta se calienta aún más, quemando el hidrógeno remanente y haciendo que sus capas exteriores se expandan hacia afuera. En esta fase, la estrella se convierte en una gigante roja.

Dado el gran tamaño de una gigante roja, su calor se expande y las temperaturas de la superficie son predominantemente frías, aunque su núcleo sigue siendo caliente. Las gigantes rojas existen sólo un corto período de tiempo de quizá mil millones de años, si lo comparamos con los diez mil millones que puede pasar la misma estrella quemando hidrógeno, como el Sol.

Las gigantes rojas son lo bastante calientes como para convertir el helio de su núcleo, logrado a partir de la fusión del hidrógeno, en elementos pesados como el carbono. Pero la mayoría de las estrellas no son lo bastante masivas como para crear la presión y calor necesarios para la combustión de elementos pesados, por lo que la fusión y la producción de calor se detienen.

Otras encarnaciones

Estas estrellas finalmente expulsan el material de sus capas exteriores, lo que crea una envoltura de gas en expansión conocida como nebulosa planetaria.Dentro de esta nebulosa, el núcleo continúa calentándose y contrayéndose como enana blanca, con temperaturas superiores a los 180.000 grados Fahrenheit (100.000 grados Celsius).

Finalmente, tras decenas o cientos de miles de millones de años, una enana blanca se enfría hasta convertirse en una enana negra, que no emite energía. Dado que las estrellas más antiguas del universo sólo tienen entre 10.000 millones y 20.000 millones de años, no se conocen aún enanas negras.

La estimación del tiempo que tardan las enanas blancas en enfriarse puede ayudar a los astrónomos a aprender más sobre la edad del universo.

Pero no todas las enanas blancas pasarán milenios enfriándose. Las que se encuentran en un sistema de estrella binaria pueden tener un impulso gravitatorio lo bastante fuerte como para reunir material de una estrella vecina. Cuando una enana blanca reúne masa suficiente de este modo, alcanza un nivel llamado el límite de Chandrasekhar. En este punto la presión de su núcleo será tan grande que se producirá una fusión fuera de control y la estrella detonará en una supernova termonuclear.

Que es una estrella enana blanca?

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Cosmos por Carl Sagan. Cap 9: La Vida de las Estrellas

Estrellas enanas y rojas, perfectas para encontrar vida extraterrestre

LAS ENANAS MARRONES

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