Estrela (astronomía)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter.
Elementos químicos producidos no interior dunha estrela.

Unha estrela é un corpo celeste esférico e astrogravitante, que xera enerxía no seu núcleo mediante reaccións termonucleares. A enerxía xerada emítese ó espazo en forma de radiación electromagnética, vento estelar, e unhas partículas subatómicas que se supón que posúen masa, pero nunha cantidade ínfima: os neutrinos.

As estrelas obsérvanse no ceo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido ás distorsións ópticas que produce a turbulencia e as diferencias de densidade da atmosfera terrestre. O Sol, ao estar tan preto, obsérvase non como un punto, senón como un disco luminoso cuxa presenza ou ausencia no ceo terrestre provoca o día ou a noite respectivamente.

As estrelas son obxectos de masa e diámetro variable pero sempre moi masivos.

Formación e evolución das estrelas[editar | editar a fonte]

Elementos químicos producidos por unha supernova.

As estrelas créanse nas rexións máis densas das nubes moleculares como consecuencia das inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente por supernovas ou colisións galácticas. O proceso acelérase unha vez que estas nubes de hidróxeno molecular (H2) empezan a caer sobre si mesmas, alimentado pola cada vez máis intensa atración gravitatoria. A súa densidade aumenta progresivamente, sendo máis rápido o proceso no centro que na periferia. Non tarda moito en formarse un núcleo en contracción moi quente chamado protoestrela. O colapso neste núcleo é, finalmente, detido cando comezan as reaccións nucleares que elevan a presión e temperatura da protoestrela. Unha vez estabilizada a fusión do hidróxeno, considérase que a estrela está na chamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% da súa vida. Cando se esgota o hidróxeno do núcleo da estrela, a súa evolución dependerá da masa e pode converterse nunha anana branca ou estoupar como supernova, deixando tamén un remanente estelar que pode ser unha estrela de neutróns ou un burato negro.

Así pois, a vida dunha estrela caracterízase por longas fases de estabilidade rexidas pola escala de tempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas pola escala de tempo dinámico.

Unha estrela típica como o Sol terá simetría esférica e perderá ao longo da súa vida unha cantidade de masa despreciable con respecto ao total. No Sistema Solar uns 1.020 gramos de materia estelar son expulsados polo vento solar cada ano. As perdas de masa só serán significativas nas estrelas de máis de 10 masas solares, que son moito máis escasas.

Nas fases finais do ciclo, xa sexa mediante supernovas ou pola acción de intensísimos ventos estelares, a estrela expulsa parte do material que a forma ao espazo interestelar. Isto inclúe elementos pesados producidos na estrela que máis tarde formarán novas estrelas e planetas, aumentando así a metalicidade do Universo.

Agrupacións e distribución estelar[editar | editar a fonte]

Estrelas ligadas[editar | editar a fonte]

As estrelas están normalmente ligadas gravitacionalmente uns con outras formando sistemas binarios, ternarios ou agrupacións maiores. A maioría das estrelas forman parte de sistemas binarios; outras agrúpanse en grandes concentracións que van dende as decenas ata os centenares de miles ou incluso millóns de estrelas, formando os denominados cúmulos estelares. Estes cúmulos son froito de brotes de formación estelar e crese que todas as estrelas fórmanse en grupo. Na Vía Láctea distínguense dous tipos: os cúmulos globulares que atópanse no halo e conteñen entre 10.000 e 1.000.000 de estrelas, e os cúmulos abertos que están no disco e son de formación recente, algúns con abundantes estrelas azuis. Estes últimos son notablemente máis pequenos e irregulares que os primeiros e teñen un intervalo de idades entre os seus membros máis amplo.

Estrelas illadas[editar | editar a fonte]

Non todas manteñen lazos gravitatorios, outras, coma o Sol, viaxan solitarias, separándose hai moito da agrupación estelar na que se formaron. Estas estrelas illadas obedecen, tan só, ao campo gravitatorio global constituído pola superposición dos campos do total de obxectos da galaxia: buratos negros, estrelas, obxectos compactos e gas interestelar.

Distribución estelar[editar | editar a fonte]

As estrelas non están distribuídas uniformemente no Universo, a pesares do que poida parecer a simple vista, senón agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como a Vía Láctea) contén centos de miles de millóns de estrelas agrupadas, a maioría, no estreito plano galáctico. O ceo nocturno terrestre aparece homoxéneo a simple vista porque só é posible observar unha rexión moi localizada do plano galáctico. Extrapolando do observado na vecindade do Sistema Solar, pódese dicir que a maior parte de estrelas concéntranse no disco galáctico e dentro deste nunha rexión central, o bulbo galáctico, que se sitúa na constelación de Saxitario.

Estrutura estelar[editar | editar a fonte]

Unha estrela típica divídese en núcleo, manto e atmosfera. No núcleo é onde se producen as reaccións nucleares que xeneran a súa enerxía. O manto transporta dita enerxía cara a superficie e segundo como a transporte, por convección ou por radiación, dividirase en dúas zonas: radiante e convectiva. Finalmente, a atmosfera é a parte máis superficial das estrelas e a única que é visible. Divídese en cromosfera, fotosfera e coroa solar. A atmosfera estelar é a zona máis fría das estrelas e nelas prodúcense os fenómenos de exección de materia. Pero, a coroa supón unha excepción ao dito xa que a temperatura volta a aumentar ata chegar ao millón de graos polo menos. Pero é unha temperatura enganosa. En realidade esta capa é moi pouco densa e está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas polo campo magnético da estrela. As súas grandes velocidades danlles a esas partículas altas temperaturas.

Ao longo do seu ciclo as estrelas experimentan cambios no tamaño das capas, e incluso na orde na que se dispoñen. Nalgunhas a zona radiante situarase antes que a convectiva e noutras ao revés, dependendo tanto da masa como da fase de fusión na que se atope. Así mesmo, o núcleo tamén pode modificar as súas características e o seu tamaño ao longo da evolución da estrela.

Xeración de enerxía nas estrelas[editar | editar a fonte]

A principios do século XX a ciencia preguntábase cal era a fonte da incrible enerxía que alimentaba as estrellas. Ningunha das solucións coñecidas na época resultaba viable. Ningunha reacción química alcanzaba o rendemento necesario para manter a luminosidade que despedía o Sol. Así mesmo, a contracción gravitatoria, se ben resultaba unha fonte enerxética máis, non podía explicar o aporte de calor ao longo de miles de millóns de anos. Cando se descubríu a interacción forte apareceron dous novos candidatos: a fisión e a fusión nuclear. A fisión quedou rapidamente descartada, xa que nas estrelas apenas se detectaba presenza algunha de elementos máis pesados que o ferro. Enseguida quedou claro que só a fusión nuclear podía proveer ás estrelas desas inxentes cantidades de enerxía que precisaban para manter a súa estabilidade.

Aínda así, resultou que as temperaturas que se alcanzan nos núcleos das estrelas son demasiado baixas como para fusionar os ións. Ocorre que o efecto túnel permite que dúas partículas con enerxías insuficientes para traspasar a barreira de potencial que as separa teñan unha probabilidade de saltar esa barreira e poderse unir. Ao haber tantas colisións, estadisticamente danse suficientes reaccións de fusión como para que se sosteña a estrela pero non tantas reaccións como para facela estoupar. Existe un óptimo de enerxía para o cal se dan a maioría de reaccións que resulta do cruce da probabilidade de que dúas partículas teñan unha enerxía determinada E a unha temperatura T e da probabilidade de que esas partículas se salten a barreira por efecto túnel. É o chamado pico de Gamow.

Unha grande variedade de reaccións diferentes de fusión teñen lugar dentro dos núcleos das estrelas, as cales dependen da masa e a composición.

Normalmente as estrelas inician a súa combustión nuclear cun 75% de hidróxeno e un 25% de helio xunto con pequenas trazas de outros elementos.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia na categoría: Estrelas

Bibliografía[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]