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Suspiros de una Estrella Moribunda: CW Leonis

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En plena juventud, una estrella se mantiene gracias a un poderoso equilibrio entre la energía proveniente principalmente de reacciones nuclear en su interior, en especial aquellas que ocurren en el núcleo (la zona más central) de la estrella, y la gravedad.

La Batalla Contra la Gravedad

La reacción nuclear más importante en esta etapa de vida de una estrella, y que ocurre en el núcleo, es la fusión nuclear de Hidrógeno. En ese sentido, se puede decir que el hidrógeno es el combustible principal de una estrella. Este proceso de fusión de hidrógeno da como resultado principalmente dos cosas: la liberación de energía, esa que mantienen a la estrella estable, y Helio.

Equilibrio Hidrostático Estelar. La presión interna de una estrella (presión del gas y presión de radiación) generan una fuerza que contrarresta el propio peso de la estrella y evita su colapso. Imagen extraida desde: Chaisson, E., McMillan, S., & Rice, E. (2008). Astronomy today (p. 0). San Francisco, CA: Pearson/Addison Wesley.

Dependiendo de la masa total, una estrella puede estar desde millones hasta trillones de años fusionando hidrógeno en su interior y obteniendo su energía para mantener el equilibrio con la propia gravedad de ella misma.

Por lo general, para el caso de una estrella parecida al Sol o más masiva, una vez que casi la totalidad del hidrógeno del núcleo se ha agota, es decir, se ha ‘transformado’ a helio, la estrella comienza a perder la batalla con la gravedad, su propio peso, y en consecuencia la estrella comienza a colapsar.

Este colapso es un tanto extraño, puesto que, en realidad, lo que comienza colpasar más exageradamente es el núcleo de la estrella, ahora compuesto casi en su totalidad de helio.

A medida que este colapso ocurre, este ‘núcleo de helio’ de la estrella se vuelve cada vez más y mas caliente y temperatura del núcleo llega ser tal que comienza a irradiar energía cada vez más potente, lo que, sumando a otro fenómeno conocido como conservación de momento angular, hace que las capas exteriores al núcleo comienzen a expandirse y a enfriarse.

Esta expansión de las capas exteriores hace que la estrella aumente su tamaño hasta varias veces su tamaño original, y su superficie, por el hecho de enfriarse hasta una menor con una temperatura que la inicial, se vuelve más rojiza. En este estado, a estas estrellas se les llaman Gigantes Rojas. Gigantes porque aumentaron su tamaño y Rojas porque su temperatura superficie es menor que originalmente.

Una estrella puede llegar a ser tan grande en su etapa de Gigante Roja, que incluso parte del material más externo de la estrella puede llegar ‘desprenderse’ de ella. Recordemos que mientras más lejos nos encontremos de un objeto con masa, menor será la atracción gravitacional que ‘sentimos’ de dicho objeto.

Ahora bien, la expansión de una estrella tiene un límite. Este límite a su vez está limitado, en gran parte, por la masa de la estrella.

En algún momento, la contracción del núcleo hace que este alcance temperatura y presiones extremadamente altas, lo suficientemente altas para dar paso a que ahora el helio presente en el núcleo se comience a fusionar, liberando energía y a frenando el colapso de la zona interna de la estrella.

El helio se fusiona de tal manera que los productos finales de esta reacción son escencialmente dos nuevamente: la liberación de energía y carbono.

La estrella ahora esta en ‘equilibrio’ nuevamente. Sin embargo, la cantidad de helio disponible para fusionar con la que cuenta la estrella, es menor a la cantidad de hidrógeno que tenía originalmente y, además, la fusión de helio a carbono no libera tanta energía como la la fusion de hidrógeno a helio. Esto se traduce en que la estrella volverá a una etapa de ‘desequilibrio’ en un futuro mucho más cercano. En palabras aún más simples, el helio brindará estabilidad a la estrella por menos tiempo que el hidrógeno, desde cuatro o más veces menos tiempo.

En efecto, ahora cuando la estrella comienze a agotar el helio disponible en su núcleo, comenzará a ocurrir (casi) lo mismo que ocurrió antes: El núcleo, ahora compuesto casi en su totalidad por carbono, comenzará a comprimirse y calentarse, y las capas externas de la estrella comenzarán nuevamente a expandirse, pero esta vez incluso pueden a llegar a expandirse mucho más drásticamente que antes, haciendo que aún más material en la superficie de la estrella logre desprenderse de ella.

Dependiendo principalmente de la masa de la estrella, este ‘ciclo’ puede volver a repetirse involucrando a elementos cada vez más y más pesados.

Muerte y Vida

Como dato curioso, este ‘ciclo’ que depende, en gran parte, de la masa de una estrella tiene un límite, puesto que estrella con masas mayores a aproximadamente 8 masas solares llegan a formar, mediante reacciones de fusión nuclear, hierro en su núcleo, el cual no puede ser transformado, mediante estas reacciones nucleares, en otro elemento más pesado y por tanto tampoco se puede extraer energía. Por lo general, estas estrellas temrinan colapsando irremediablemente, luego explotando como supernovas (Supernovas de Tipo II) y dando paso a la formación de objetos como las estrellas de neutrones o agujeros negros (agujeros negros estelares). Si bien no entraremos en detalle en esto ahora, te invitamos a permanecer atento a nuestro contenido porque de seguro que más hablaremos de esos temas.

El interior de una estrella masiva antes de morir. En la zona central de las estrellas masivas se da la fusión de elementos cada vez más pesados, hasta el hierro. Imagen extraída desde: Chaisson, E., McMillan, S., & Rice, E. (2008). Astronomy today (p. 0). San Francisco, CA: Pearson/Addison Wesley.

Continuando con estos ‘ciclos’ en que las estrellas van agotando su combustible del momento para mantenerse en equilibrio, también hay que tener en cuenta que parte de los materiales creados en el núcleo tienen tambien la posibilidad de salir a capas más exteriores de las estrellas. Digamos que estas capas se van enriqueciendo, con el tiempo, de los el formados en el núcleo. En consecuencia, al poder encontrarse en capas más externa de estas estrellas, estos elementos también tienen la posibilidad de salir de las estrellas cuando estas entran en una etapa en dónde agrandan su tamaño, así enriqueciendo, además, el entorno cercano de estas estrellas, el medio interestelar.

Este material, enriquecido en distintos elementos, luego pueden dar paso, a futuro, a la formación o formar parte de una variedad casi incontable de objetos desde polvo interestelar, otras estrellas, planetas e incluso seres vivos… ¿quién sabe?

Ahora, ¿como podemos probar que esto ocurre?, ¿existen pruebas de esto? Sí, por su puesto que sí, y por montones. Un ejemplo de esto es la estrella AG Carinae, una estrella masiva que ha perdido un buen porcentaje de su masa en forma material expulsado al exterior enriquecido con distitnos elementos que se han podido detectar mediante análisis espectroscópicos de dicho material.

Una vista de AG Carinae por el Hubble Space Telescope. AG Carinae es una de las estrellas más lúminosas conocidas de nuestra galaxia, brillando más que un millón de Soles a casi 20.000 años luz en la constelación de Carina. Se trata de una estrella en una ‘edad avanzada’ para su tipo. Tal es el poder de esta estrella que se ‘rompe a si misma’, por eso hoy la observamos rodeada de un halo de polvo y gas (de diferentes elementos) cuyo origen proviene desde el interior ella misma. En la imagen, los tonos de color rojo representan moléculas de hidrógeno y nitrógeno. Por otro lado, los tonos azules representan el polvo que rodea a la estrella y refleja parte de su luz. Ver original aquí. Créditos: NASA, ESA, STScI.

Se espera que AG Carinae, debido a su masa, explote como supernova en los próximos millones de años, lo que le dará un impulso extra a los materiales que ya ha dejado en su entorno, pudiendo llegar mucho más lejos.

Otro ejemplo es el que nos trae acá ahora, la estrella CW Leonis. Una estrella con una masa actual parecida a la del Sol que también la hemos lagrado observar rodeada con una gran cantidad de material a su alrededor, material proveniente de ella misma.

Observaciones recientes con el Telescopio Espacial Hubble y otros observatorios dedicados han logrado estudiar en gran detalle a esta estrella moribunda que se encuentra a relativamente cerca, a unos 400 años luz de distancia de nuestro sistema solaren la constelación de Leo.

Mediante dichas observaciones se ha podido demostrar que gran parte del material que envuelve a CW Leonis está formado principalmente por carbono, por lo que,se la suele denominar como una estrella Gigante Roja de Carbono. Su radio actual es aproximadamente mayor que 800 radios solares con una temperatura superficial cercana a los 2.000 grados centígrados.

Una vista del CW Leonis por el Hubble Space Telescope. CW Leonis es una estrella gigante roja que se encuentra a unos 400 años luz de distancia de nuestro mundo en la dirección de la constelación del León. Hoy la observamos envuelta del gas que una vez formó parte de ella y que ahora forma parte del espacio interestelar. En esta imagen, los colores rojo-anaranjados representan nubes de ollín de carbono que emanan de la superficie de la estrella. Por otro lado, los tonos verdozos representan rayos de luz que provienen directamente de la estrella. Ver orignal aquí. Créditos: ESA/Hubble, NASA, Toshiya Ueta (University of Denver), Hyosun Kim (KASI).

La Importancia de los Procesos Estelares

¿Qué tiene de especial esta estrella? No mucho en realidad, puesto que de seguro en el universo hay muchas otras muy parecidas a ella, pero de su tipo es una de las cercanas y por tanto fáciles de estudiary comprender.

Otro aspecto importante para nuestra comprensión del universo, que si bien parece ser irrelevante para nosotros ahora, es que esta estrella nos muestra como estos procesos y ‘ciclos’ que ocurren dentro de las estrellas van enrequeciendo el medio interestelar formando el presente y futuro de nuestro universo y que, además, nos da pistas de cómo fue nuestro universo antes o bien cómo aparecimos nosotros acá.

Sí, así es. CW Leonis tiene esta envoltura de carbono que de seguro, una parte de ella será expulsada hacia el espacio interestelar cuando esta estrella muera y que luego formará parte, posiblemente, de una nebulosa, otra estrella o un planeta.

Un aspecto interesante del carbono, en particular, es que es uno de los bloques fundamentales de la química de la vida, esa vida tal como nosotros la conocemos. Sin el carbono muy seguramente este blog no se habría escrito y muy seguramente tú tampoco estarías para leerlo.

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