Las estrellas duran mucho tiempo, pero eventualmente morirán. La energía que constituye las estrellas, algunos de los objetos más grandes que jamás estudiemos, proviene de la interacción de los átomos individuales. Entonces, para comprender los objetos más grandes y poderosos del universo, debemos entender los más básicos. Luego, cuando termina la vida de la estrella y los apostos, esos principios básicos vuelven a entrar en juego para describir lo que sucederá con la estrella a continuación. Los astrónomos estudian varios aspectos de las estrellas para determinar la edad que tienen, así como sus otras características. Eso les ayuda a comprender también los procesos de vida o muerte que experimentan.
El nacimiento de una estrella
Las estrellas tardaron mucho en formarse, ya que la deriva del gas en el universo fue unida por la fuerza de la gravedad. Este gas es principalmente hidrógeno, porque es el elemento más básico y abundante del universo, aunque parte del gas podría consistir en otros elementos. Suficiente de este gas comienza a acumularse bajo gravedad y cada átomo está tirando de todos los otros átomos.
Este tirón gravitacional es suficiente para obligar a los átomos a chocar entre sí, lo que a su vez genera calor. De hecho, a medida que los átomos chocan entre sí, ellos y amp; son vibrantes y se mueven más rápidamente (es decir, después de todo, qué es realmente la energía térmica: movimiento atómico). Eventualmente, se calientan tanto, y los átomos individuales tienen tanta energía cinética, que cuando chocan con otro átomo (que también tiene mucha energía cinética) se ponen y se rebotan entre sí.
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Con suficiente energía, los dos átomos chocan y el núcleo de estos átomos se fusionan. Recuerde, esto es principalmente hidrógeno, lo que significa que cada átomo contiene un núcleo con un solo protón. Cuando estos núcleos se fusionan (un proceso conocido, lo suficientemente apropiado, como fusión nuclear), el núcleo resultante tiene dos protones, lo que significa que el nuevo átomo creado es el helio. Las estrellas también pueden fusionar átomos más pesados, como el helio, para formar núcleos atómicos aún más grandes. (Se cree que este proceso, llamado nucleosíntesis, es cuántos de los elementos en nuestro universo se formaron.)
La quema de una estrella
Entonces, los átomos (a menudo el elemento hidrógeno) dentro de la estrella chocan entre sí, pasando por un proceso de fusión nuclear, que genera calor, radiación electromagnética (incluida la luz visible) y energía en otras formas, como partículas de alta energía. Este período de quema atómica es lo que la mayoría de nosotros pensamos como la vida de una estrella, y en esta fase vemos la mayoría de las estrellas en los cielos.
Este calor genera una presión, al igual que calentar el aire dentro de un globo crea presión sobre la superficie del globo (analogía aproximada), que separa los átomos. Pero recuerde que la gravedad y los apostamos tratando de unirlos. Finalmente, la estrella alcanza un equilibrio donde la atracción de la gravedad y la presión repulsiva se equilibran, y durante este período la estrella arde de una manera relativamente estable.
Hasta que se quede sin combustible, eso es.
El enfriamiento de una estrella
A medida que el combustible de hidrógeno en una estrella se convierte en helio y en algunos elementos más pesados, se necesita cada vez más calor para causar la fusión nuclear. La masa de una estrella juega un papel en cuánto tiempo lleva & amp; quot; burn & amp; quot; a través del combustible. Más estrellas masivas usan su combustible más rápido porque se necesita más energía para contrarrestar la fuerza gravitacional más grande. (O, dicho de otra manera, la fuerza gravitacional más grande hace que los átomos colisionen más rápidamente.) Si bien nuestro sol probablemente durará unos 5 mil millones de años, las estrellas más masivas pueden durar tan solo cien millones de años antes de usar su combustible.
A medida que el combustible de la estrella y los apos; el apos comienza a agotarse, la estrella comienza a generar menos calor. Sin el calor para contrarrestar la atracción gravitacional, la estrella comienza a contraerse.
Sin embargo, no todo está perdido! Recuerde que estos átomos están formados por protones, neutrones y electrones, que son fermiones. Una de las reglas que rigen los fermiones se llama el Principio de Exclusión de Pauli, que establece que no hay dos fermiones que puedan ocupar el mismo & amp; quot; state, & amp; quot; que es una forma elegante de decir que puede haber más de uno idéntico en el mismo lugar haciendo lo mismo. (Los bosones, por otro lado, don & amp; apos; t se topan con este problema, que es parte de la razón por la cual funcionan los láseres basados en fotones.)
El resultado de esto es que el Principio de Exclusión de Pauli crea otra ligera fuerza repulsiva entre los electrones, lo que puede ayudar a contrarrestar el colapso de una estrella, convirtiéndola en una enana blanca. Esto fue descubierto por el físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar en 1928.
Otro tipo de estrella, la estrella de neutrones, nace cuando una estrella se derrumba y la repulsión de neutrones a neutrones contrarresta el colapso gravitacional.
Sin embargo, no todas las estrellas se convierten en estrellas enanas blancas o incluso en estrellas de neutrones. Chandrasekhar se dio cuenta de que algunas estrellas tendrían destinos muy diferentes.
La muerte de una estrella
Chandrasekhar determinó que cualquier estrella es más masiva que aproximadamente 1.4 veces nuestro sol (una masa llamada límite de Chandrasekhar) no podría sostenerse contra su propia gravedad y colapsaría en una enana blanca. Las estrellas que van hasta aproximadamente 3 veces nuestro sol se convertirían en estrellas de neutrones.
Más allá de eso, sin embargo, hay demasiada masa para que la estrella contrarreste la atracción gravitacional a través del principio de exclusión. Es posible que cuando la estrella esté muriendo, pueda pasar por una supernova, expulsando suficiente masa al universo que cae por debajo de estos límites y se convierte en uno de estos tipos de estrellas … pero si no, entonces qué pasa?
Bueno, en ese caso, la masa continúa colapsando bajo fuerzas gravitacionales hasta que se forma un agujero negro.
Y eso & amp; amp; nbsp; es lo que llamas la muerte de una estrella.
& amp; # x203A; Ciencias
