La formación estelar y el límite de colapso. Límite de Chandrasekhar

El proceso de formación de las estrellas, aún hoy, no se entiende por completo. No obstante, la teoría aceptada actualmente por los astrofísicos, de manera simplificada, es que el proceso de formación estelar se produce en dos fases:

1) Acumulación de masa en grandes nubes moleculares, en ciertas zonas del universo como las nebulosas. Estas nubes moleculares, formadas básicamente por Hidrógeno, serían regiones frías y muy densas que podrían volverse inestables gravitatoriamente. Colapsarían sobre sí mismas, aumentando su temperatura y densidad hacia su centro, formando una protoestrella.

2) Protoestrella. La acumulación de masa continúa calentándose hasta que la molécula de Hidrógeno se disocia formando átomos libres de Helio. El núcleo se haría cada vez más compacto iniciando una radiación visible. A temperaturas suficientemente altas comienza la fusión del deuterio. La ignición del Hidrógeno se produce teóricamente a 10 millones de grados, momento en que la acumulación de masa en su núcleo es el combustible de la estrella y se llega al equilibrio hidrostático, estado en el que permanece la mayor parte de su vida.

Una de las clasificaciones estelares más aceptadas es según su temperatura superficial, claro indicativo de su color:

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Las estrellas así formadas, cuanto más gigantes y calientes sean (Clases O y H), más combustible (masa en su nucleo) deben consumir para mantener el equilibrio hidrostático. La masa de estas gigantes en relación con su temperatura, es menor comparada con la de estrellas más pequeñas, lo que hace que tengan una “menor esperanza de vida”, es decir, o se enfrían o tienen una alta probabilidad de acabar en una supernova tipo II:

https://principiatechnologica.com/wp-content/uploads/2014/10/30/cazadores-de-supernovas-hoy-en-galaxia-m61/

En el diagrama de Hertzsprung–Russell se puede ver qué estrellas pueden salirse de la secuencia principal hacia las subgigantes, gigantes y supergigantes:

Hertzsprung–Russell
Hertzsprung–Russell

El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella fría estable. Si se supera este límite la estrella colapsará para convertirse en un agujero negro o en una estrella de neutrones. Estas estrellas frías estables son las denominadas enanas blancas.

La formación de enanas blancas es un proceso lento, progresivo y suave. El término se debe a que sus descubridores observaron que tenían un espectro blanco, esto es, sus temperaturas superficiales eran cercanas a los 10.000K. Cuando realmente se conocieron las características de esos objetos, se comprobó que las hay de varias temperaturas (es decir, no son todas blancas) pero que las más comunes eran, en efecto, blancas. El 90% de las estrellas son enanas blancas o rojas, con las que se unen en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Con un radio entre 0,008 y 0,002 radios solares (una centésima del radio solar es aprox. el radio de la Tierra), las enanas blancas tienen temperaturas entre 20.000K y menos de 3000K. Las enanas azules sólo existen teóricamente, la enana conocida más caliente y masiva (densidad más alta de lo normal) es Sirius B, con 25.200K, pero todas tienen altísimas densidades. Son tan densas que Arthur Eddintong, el de la relatividad en eclipses solares:

https://principiatechnologica.com/wp-content/uploads/2015/03/15/eclipse-solar-catapulta-la-relatividad-general/

Dijo:

Aprendemos de las estrellas lo que interpretamos de la luz que nos envían. El mensaje que nos envió la compañera de Sirio decía: “Estoy compuesta de un material 3.000 veces más denso que cualquier cosa que hayáis visto; una tonelada de mi material tendría el tamaño de un pequeño lingote que podríais colocar en una caja de cerillas” ¿Qué se podría responder a este mensaje? La respuesta que la mayoría de nosotros dimos en 1914 fue: “Cállate. No digas tonterías”.

Con densidades tan altas, en astrofísica tenía sentido definir un límite. El límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso que origina una estrella de neutrones o un agujero negro. Existe también, al menos en teoría, un tercer posible resultado de este colapso, que daría lo que se conoce como a una estrella de quarks.

El límite de Chandrasekhar equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca. Si ésta superase el límite de Chandrasekhar, se colapsaría para convertirse en una estrella de neutrones. De forma similar, también existe un límite a la masa que las estrellas de neutrones pueden soportar. Este es el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En este caso, son los neutrones quienes están degenerados y pueden soportar una masa del orden de tres masas solares.

El valor del límite de Chandrasekhar es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones. En una enana blanca normal hay dos nucleones por cada electrón, lo que equivale a un peso molecular por partícula de 2, pero, en determinadas condiciones, se puede dar una disminución de la cantidad de electrones mediante su captación por parte de los núcleos. Esto reduciría la masa de Chandrasekhar.

Estas enanas blancas continúan transformando hidrógeno en helio, siguen perdiendo masa y enfriándose, no habiéndose encontrado estrellas con temperaturas inferiores a los 3.900K. Esto tiene su explicación en que la edad del universo es finita, y no les ha dado tiempo a enfriarse por debajo de dichas temperaturas. Una consecuencia práctica de esto es que la función de luminosidad de las enanas blancas puede ser utilizada para calcular la edad de las estrellas en una determinada región del espacio.

Con el tiempo, las enanas blancas se enfriarán hasta tal punto que dejarán de irradiar y se convertirán en enanas negras, aproximándose a la temperatura del entorno e igualándose con la radiación de fondo de microondas. Sin embargo, en la actualidad, y debido a la corta edad del universo, no hay indicios de la existencia de enanas negras.

Se está avanzando en el conocimiento de las denominadas enanas marrones, híbridas entre planetas y estrellas, a caballo entre enanas rojas y negras, pero todavía son muchas las preguntas por responder acerca de este tipo de cuerpos.

Fuente:   http://es.wikipedia.org/

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