|
El Sol
El Sol
La superficie del Sol, las manchas y el magnetismo
La cromosfera, la corona y el viento solar
Estudiar las estrellas
Movimiento y distancia de las estrellas
Luminosidad y temperatura de las estrellas
El diagrama de Hertzsprung-Russell
La masa de las estrellas
La secuencia principal y las gigantes rojas
Las reacciones nucleares en las estrellas
La secuencia principal
Una gigante roja
Las estrellas variables
Nebulosas planetarias y enanas blancas
Una nebulosa planetaria
El principio de incertidumbre
Una enana blanca
Una nova
Una nebulosa planetaria
Para una estrella poco masiva como el Sol, los
fenómenos que se desarrollan después de la
combustión del helio recuerdan a los que siguen el final de la combustión
del hidrógeno. En el centro de la estrella, las reacciones nucleares transforman
poco a poco el helio y lo reemplazan por oxígeno, carbono y algunos otros
elementos. Llega un momento en que la cantidad de helio no es ya suficiente para
mantener las reacciones nucleares.
La nebulosa planetaria NGC 6543, observada en 2004 por el telescopio
espacial, presenta al menos 11 capas concéntricas de materia expulsada. Crédito:
NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA
Las reacciones nucleares al centro se apagan, y privan así a la estrella de su
fuente de energía principal. El núcleo va, por consiguiente, a contraerse, lo que
provoca la compresión de la parte interna de la envoltura, rica en helio. Se
reúnen las condiciones necesarias para el desencadenamiento de la fusión de este
último y aparece una nueva capa en combustión.
La estrella ve su estructura volverse más compleja. En el centro, encontramos un
núcleo de carbono y oxígeno apagado, rodeado de una capa de helio en fusión, así
mismo dentro de una capa de hidrógeno en fusión. Todo ello se oculta en una
envoltura enorme de hidrógeno que no está afectada por las reacciones nucleares
porque es demasiado fría. Esta envoltura va a continuar dilatándose bajo el
efecto del flujo de energía procedente de la capa de helio.
Eyecciones de masa
Esta fase de la vida de la estrella va a revelarse muy agitada. Aparecen
inestabilidades en la capa de helio que provocan pulsaciones de la estrella. En
cada una de estas oscilaciones, una parte de la envoltura se desprende y es
eyectada a lo lejos. La estrella va así a perder poco a poco una cantidad de
materia impresionante, en algunos casos una gran fracción de su masa total.
La nebulosa planetaria IC 418. La estrella en el centro se transformó en
nebulosa planetaria hace algunos millares de años. El diámetro de la nebulosa
alcanza ahora 0,2 años-luz. Crédito:
NASA/STScI
Las eyecciones sucesivas dejan el núcleo prácticamente desnudo. Puesto que este
último está muy caliente, emite fotones ultravioletas muy energéticos que van a
ionizar el gas de la envoltura suelta. Este reemite la energía recibida en forma
de fotones de longitudes de onda más largas, en particular en el campo
visible.
El conjunto de la estrella se pone así a brillar y aparece como un núcleo
brillante rodeado de una enorme envoltura luminosa. Esta fase va a durar
alrededor de 50.000 años, hasta que el gas se disperse y se vuelva finalmente
demasiado tenue para para ser visible.
Al hacerse la eyección de manera simétrica alrededor de la estrella, el astro
aparece esférico y puede ser confundido con un planeta en un pequeño instrumento
de observación. Es la razón por la cual los astrónomos han dado a esta fase el
nombre de nebulosa planetaria. Más de un millar de estos cuerpos han sido
observados, pero su número total en nuestra Galaxia está estimado en varias
decenas de millares. |