Actualizada: Diciembre 23 '97
Las estrellas comunes como nuestro Sol pasan existencias sin distinción en sus vecindades galácticas,
produciendo calor y luz durante miles de millones de años.
Cuando estas estrellas alcanzan la edad del retiro, sin embargo, se convierten en únicas y coloridas obras de arte.
A medida que las estrellas ordinarias, parecidas al Sol, comienzan sus viajes de 30.000 años hacia sus años de ocaso, se hinchan y brillan, desechando sus capas gaseosas hasta que sólo quedan sus pequeños y calientes núcleos. Las capas gaseosas eyectadas son llamadas nebulosas planetarias. Así llamadas en el siglo 18 porque, a través de pequeños telescopios, estas nubes de gases tenían formas redondas similares a planetas distantes, como Urano o Neptuno.
El desecho gaseoso brilla como un diseño fluorescente, produciendo objetos con formas impactantes y nombres como "El Ojo del Gato" y "El Reloj de Arena". Los astrónomos han registrado más de mil de ellas en nuestra galaxia.
El gas liberado por estas estrellas moribundas ayuda a crear nueva vida. Este gas contiene nuevos elementos químicos, incluyendo carbono, que son eventualmente incorporados en estrellas y planetas. Los científicos piensan que el carbono que se encuentra en la Tierra vino, en parte, de nebulosas planetarias, hace miles de millones de años. (El resto provino de explosiones de supernova).
Las explosiones de supernovas pueden ser más poderosas, pero el espectáculo de luces de la muerte de las estrellas ordinarias es más cautivante. Tan brillantes como mil millones de Soles, las explosiones de supernovas señalan el fallecimiento de estrellas masivas (aproximadamente ocho masas Solares o más). Estas poderosas explosiones ocurren, sin embargo, sólo una vez cada treinta años en galaxias como la nuestra. El fallecimiento de una estrella ordinaria, por otra parte, ocurre cada año. Entendiendo cómo estas estrellas comunes viven y mueren, los científicos están desarrollando una imagen más clara del destino de nuestro sol. (El Sol entrará en sus años de ocaso en otros cinco mil millones de años).
Las estrellas parecidas al Sol, como los humanos, nacen, viven sus vidas, y mueren. La vida de una estrella parecida al Sol dura cerca de diez mil millones de años. La mayor parte de ese tiempo transcurre en su edad adulta o su fase de "secuencia principal", viviendo una vida feliz en una vecindad suburbana de la galaxia. La apariencia pacífica de una estrella, sin embargo, mal representa lo que está ocurriendo dentro de su núcleo, donde reside su "motor" productor de energía. Una altamente poderosa, auto-regulada máquina a 16 millones de grados Celsius energiza al Sol. La máquina está constantemente ocupada convirtiendo hidrógeno en helio (la llamada fusión nuclear), que produce la energía para sostener la vida. El motor del Sol produce el calor que hace a la Tierra habitable. La energía generada por el núcleo también mantiene balanceada a la gravedad.
Todas las estrellas libran una continua batalla contra la gravedad, específicamente el aplastante peso de sus capas exteriores. Durante la mayor parte de la vida de una estrella, la presión y la gravedad mantienen una difícil tregua. Es análoga a dos personas pulseando a igualar. El peso de las capas exteriores empuja contra las capas interiores de la estrella. Al mismo tiempo, el calor generado en el altamente metabólico núcleo - por la conversión de hidrógeno en helio - produce presión. Esta presión ejerce una fuerza hacia afuera, como la presión del gas en un globo, para combatir la fuerza hacia adentro de la gravedad.
Al envejecer la estrella, comienza a agotar su provisión de hidrógeno. Cuando el hidrógeno se agota, no hay suficiente presión del gas dentro de la estrella para oponerse a la gravedad. Una estrella, entonces, debe hacer ajustes para continuar funcionando. Esto señala el comienzo de los años de ocaso de una estrella.
Cuando los humanos alcanzan sus años dorados, se retiran, viajan, y descansan. Pero los años maduros de una estrella parecida al Sol están llenos de drama. Es como si abandonase su pacífico estilo de vida para una última aventura. Una vez que el hidrógeno se agota, y la gravedad comienza a reclamar su victoria, el núcleo comienza a contraerse y hacerse más denso y caliente. En este punto una estrella similar al Sol ha completado 90 a 95 por ciento de su tiempo de vida. Cuando la metamorfosis comienza con la etapa de gigante roja (en la que una estrella se hincha a 200 veces su diámetro normal) y termina como una enana blanca, que palidece lentamente (un caliente fósil, del tamaño de la Tierra). Un puñado de una enana blanca pesa tanto como un avión 747. Una estrella como el Sol pasa una parte de estos años (cerca de 10.000) desnudándose de sus capas exteriores hasta descubrir a la enana blanca dentro de ella.
En desesperación, la estrella compra algo de tiempo para si misma encendiendo sus hornos termonucleares para convertir los restos de la fusión de hidrogeno - el helio - en carbono. Este proceso no es particularmente productivo, comprando sólo cerca de unos pocos cientos de millones de años de vida.
Mientras tanto, el prolífico desecho de calor del núcleo está siendo absorbido por las capas exteriores de la estrella, causando que se hagan 3.000 veces más luminosas, y entonces que se expandan e, irónicamente, que se enfríen. Se forma una gigante roja. Esta fase dura cerca de mil millones de años.
Una vez que el helio se ha agotado, el núcleo nuevamente se hace inactivo. La gigante roja está muriendo, pero el núcleo inactivo está todavía muy caliente. Rodeando el núcleo hay dos capas ricas en hidrógeno y helio no procesados.
La superficie de la estrella pulsa y se estremece con la energía sísmica de la actividad de las capas bajo ella. Con cada pulso, que dura cerca de un año, las capas superficiales se expanden y enfrían. Cada vez que esto ocurre, algo del exterior de la estrella es lanzado al espacio y es llevado en un "viento lento", viajando a 16 Km por segundo. Este proceso continua durante unos pocos miles de años hasta que sólo queda cerca de dos tercios de la masa de la estrella: su núcleo de oxígeno y carbono.
En unos pocos miles de años, al desnudarse de estas últimas capas exteriores, las mucho más calientes capas interiores de la estrella quedan expuestas. Pronto sólo queda el desnudo núcleo de oxígeno y carbono. La temperatura del núcleo se está elevando rápidamente. En cerca de 20,000 años, la temperatura superficial del núcleo salta hasta aproximadamente 140.000 grados Celsius, comparada con cerca de 6.000 grados Celsius para la superficie de una estrella similar al Sol, en la secuencia principal. La densa estrella de carbono y oxígeno no es mucho mayor que la Tierra.
La luz ultravioleta de esta superficie intensamente caliente se dirige hacia las anteriores capas externas de la estrella, que todavía se están moviendo hacia afuera en el espacio a 16 Km por segundo. Esta luz es tan energética que causa que el gas fluoresca - como una lámpara fluorescente - formando las brillantes nebulosas planetarias que rodean a las estrellas moribundas.
Un nuevo viento, que lleva muy poca masa pero mucha energía, es soplado hacia afuera a 1.600 Km por segundo (5,8 millones de Km por hora). El viento de baja densidad corre hacia afuera y excava en el gas más antiguo. Este llamado "viento rápido" ayuda a esculpir las nebulosas planetarias, creando algunas notablemente impactantes formas.
La radiación de la estrella comienza a calentar la nebulosa planetaria, causando que diferentes gases emitan luz. Al principio, la nebulosa aparece roja porque el gas de hidrógeno ha sido calentado. Al hacerse más caliente la superficie expuesta de la estrella, los colores cambian al verde (oxígeno) y azul (helio). Desde lejos, las antiguas capas de la estrella aparecen como una brillante nebulosa planetaria, de cerca de 1.000 veces el tamaño de nuestro Sistema Solar. La luz fluorescente de las nebulosas planetarias dura por sólo cerca de 10.000 años.
Eventualmente, el núcleo deja de eyectar gas hacia el espacio. El gas expelido antes, ultimadamente se aleja y se incorpora al medio interestelar, como el humo de un tren se disipa en nuestra atmósfera. El gas lleva trazas de carbono y nitrógeno recientemente acuñados en la atmósfera de la estrella moribunda. Este material vaga por el espacio hasta que es atraído hacia una nueva estrella en formación.
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Hubble Witnesses The Final Blaze of Glory of Sun-Like Stars
(News Release Number: STScI-1997-38 - Background en el HubbleSite)
Actualizada: Diciembre 23 '97
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Regreso: El Hubble es Testigo de la Gloriosa Llamarada Final de Estrellas Como el Sol