Si estás viendo este mensaje, significa que estamos teniendo problemas para cargar materiales externos en nuestro sitio.

If you're behind a web filter, please make sure that the domains *.kastatic.org and *.kasandbox.org are unblocked.

Contenido principal

Las enanas blancas y negras

Las enanas blancas y negras. Creado por Sal Khan.

¿Quieres unirte a la conversación?

¿Sabes inglés? Haz clic aquí para ver más discusiones en el sitio en inglés de Khan Academy.

Transcripción del video

En el último video, empezamos con la secuencia principal de una estrella, como el Sol. Y dentro del núcleo de esa estrella, tienes en marcha una fusión de hidrógeno, y luego fuera del núcleo, solo tienes hidrógeno. Solo tienes plasma de hidrógeno. Y cuando decimos plasma, nos referimos a los electrones y protones de los átomos individuales que se han disociado porque la temperatura y la presión son muy altas. Así que en realidad es como una especie de sopa de electrones y protones, a diferencia de los átomos propiamente dichos, que asociamos a temperaturas más bajas. Así que esta es la secuencia principal de una estrella. Y además, en el último video explicamos que este hidrógeno se está fusionando para convertirse en helio. Así que empezamos a tener más y más helio por aquí. Y a medida que tenemos más y más helio, el núcleo se vuelve más y más denso, porque el helio es un átomo más masivo. Es decir que tiene más masa en un volumen más pequeño. Así que el núcleo se vuelve más y más denso. Déjame escribirlo; el núcleo se vuelve más denso. Y cuando el núcleo se vuelve más denso, la fusión ocurre cada vez más rápido, ya que al ser más denso, hay más presión gravitacional, y hay más masa queriendo llegar a él, hay más presión sobre el hidrógeno que se está fusionando, por lo que la fusión será más caliente. Déjame escribir esto, el hidrógeno se fusiona más rápido. E incluso vemos esto en nuestro sol. Nuestro sol es más brillante y más caliente que antes. Se fusiona más rápido que cuando nació hace 4,500 o 4,600 millones de años. Pero va a llegar al punto en el que su núcleo tenga solo helio. Así que va a haber un punto en el que todo el núcleo será de helio. Y va a ser mucho más denso que este núcleo de aquí, ya que toda esta masa se habrá convertido en helio. Bueno, perdón, no toda, ya que una parte se habrá convertido en energía. Sin embargo, la mayor parte será ahora helio, y va a tener un volumen mucho, mucho más pequeño. Y todo el tiempo, la temperatura está aumentando, y la fusión es cada vez más rápida. Y ahora tenemos este denso volumen de helio que no se está fusionando. Y además tenemos una capa de hidrógeno alrededor que sí se está fusionando. Así que esto de aquí es la fusión de hidrógeno en curso. Y luego esto de aquí es solo plasma de hidrógeno. Ahora, lo que es poco intuitivo, o al menos fue poco intuitivo para mí al principio, es que el núcleo se está volviendo más y más denso. Se fusiona a un ritmo más rápido. Y se calienta más y más. Así que el núcleo está más caliente, fusionándose más rápido, y volviéndose más y más denso. Y podemos imaginar que entonces empieza a colapsar. Cada vez que colapsa, se vuelve más caliente y más denso. Pero al mismo tiempo que eso sucede, la estrella se agranda. Obviamente esto no es un dibujo a escala: las gigantes rojas son mucho, mucho más grandes que las estrellas de la secuencia principal. Pero todo el tiempo que el núcleo se vuelve más denso, podemos ver que el resto de la estrella es menos denso. Y eso se debe a que está generando tanta energía que puede compensar la atracción gravitacional que recibe. Así que aunque esta parte del Sol está más caliente, es capaz de dispersar el resto del material en un volumen más grande. Por lo tanto, ese volumen es tan grande que la superficie de la gigante roja está en realidad más fría que la superficie de una estrella de secuencia principal; esto de aquí está más caliente. Y solo para poner las cosas en perspectiva, cuando el sol se convierta en una gigante roja, su diámetro será 100 veces más grande que el actual. O dicho de otra manera, tendrá el mismo diámetro que la órbita de la Tierra alrededor del Sol, o podríamos pensar que el lugar donde estamos ahora mismo estará en la superficie… o tal vez cerca de la superficie… o incluso dentro de ese futuro sol. Es decir, cuando el Sol se convierta en una gigante roja, la Tierra no será ni siquiera un pequeño puntito por aquí, en ese momento quedará licuada y vaporizada… Así que esto es super, super enorme. Pensemos lo siguiente para comprender las dimensiones: solo para que la luz llegue desde el Sol hasta nuestro punto en la órbita, se necesitan ocho minutos. Así de grande es una de estas estrellas. Y para llegar de un lado de la estrella a otro lado de la estrella, la luz tardaría 16 minutos, si recorriera ese diámetro, e incluso un poco más si lo hiciera en su circunferencia. Así que estas son estrellas enormes, enormes, enormes. Y hablaremos de otras estrellas en el futuro que son aún más grandes que esta, cuando se convierten en supergigantes. Entonces, tenemos helio en el centro. Déjenme escribirlo. Tenemos un núcleo de helio en el centro, y se fusiona cada vez más rápido y ahora tenemos una gigante roja. Su núcleo se calienta cada vez más hasta llegar a la temperatura en la que se enciende el helio: 100 millones de grados Kelvin. Recuerden que la temperatura en que se enciende el hidrógeno era de 10 millones de grados Kelvin. Así que ahora estamos en 100 millones de grados Kelvin, 10 veces más. Y ahora, de repente en el núcleo, empieza la fusión de helio. Y vimos este tema en el último video: el helio se fusiona en elementos más pesados. Y algunos de esos elementos más pesados son predominantemente carbono y oxígeno. Y puedes sospechar que así es como se forman los elementos más pesados en el universo. Se forman, literalmente, debido a la fusión en el núcleo de las estrellas. En especial cuando hablamos de elementos hasta el hierro. Muy bien, entonces, en el núcleo tenemos la fusión de helio. Hay una capa de helio a su alrededor que no se ha empezado a fusionar, no tiene todavía la presión y la temperatura para fusionarse. Así que solo hay helio normal. Pero a su alrededor, sí tenemos la presión y la temperatura necesarias para que el hidrógeno continúe fusionándose. Fusión de H Y luego, aquí, solo tienes el plasma de hidrógeno. Entonces, ¿qué acaba de suceder por aquí? La fusión de helio en el núcleo expulsará energía hacia el exterior. Esto va a contrarrestar la creciente contracción del núcleo a medida que se vuelve más y más denso, porque ahora tenemos energía que va hacia afuera, energía que empuja las cosas hacia afuera. Pero al mismo tiempo que esto sucede, más y más hidrógeno en esta capa se convierte en helio, se fusiona en helio. Y por lo tanto, esta parte inerte del núcleo de helio es cada vez más grande y más densa, lo que agrega aún más presión en esta parte interior. Así que lo que va a suceder en unos momentos, es solo un momento desde un punto de vista cosmológico, es que esta fusión de helio se va a encender o a fusionar a una temperatura muy muy caliente, pero estará contenida debido a toda esa presión. Pero en algún momento, la presión no será capaz de contenerla, y el núcleo va a explotar. No va a ser una de esas explosiones catastróficas que destruyen la estrella. Solo se va a liberar una gran cantidad de energía. Y a eso se le conoce como flash (o destello) de helio. Pero una vez que esto sucede la estrella será más estable. “Más estable” entre comillas porque las gigantes rojas, en general, son menos estables que una estrella de la secuencia principal. Y una vez que esto sucede tendrá un volumen ligeramente mayor. Así que no está contenida en un volumen tan pequeño. Ese flash de helio se encargó de eso. Así que ahora tienes el helio fusionándose en carbono y oxígeno. Y hay todo tipo de otras combinaciones de elementos. Obviamente, hay muchos elementos entre el helio y el carbono y el oxígeno. Pero estos son los que predominan. Y luego, en la capa exterior, tienes la formación de helio. Tienes helio que no se está fusionando. Y luego tienes el hidrógeno que se fusiona en helio. Y luego aquí, en el resto del radio de nuestra supergigante roja, solo tienes plasma de hidrógeno. Ahora, ¿qué va a pasar cuando esta estrella envejezca? Bueno, si avanzamos en el tiempo... y recuerden, a medida que una estrella se vuelve más y más densa en el núcleo, y las reacciones ocurren más y más rápido, este núcleo expulsa más y más energía hacia afuera, por lo tanto la estrella sigue creciendo. Y la superficie se enfría cada vez más. Y esto es lo que va a pasar con una estrella de la masa de nuestro sol. Si fuera más masiva, entonces en algún momento, el núcleo de carbono y oxígeno empezaría a fusionarse en elementos aún más pesados. Pero en el caso del Sol, nunca llegará a 600 millones de grados Kelvin para fusionar el carbono y el oxígeno. Así que al final tendremos un núcleo principalmente de carbono y oxígeno, rodeado de helio en fusión, rodeado de helio que no se fusiona, rodeado de hidrógeno en fusión, que a su vez está rodeado de hidrógeno que no se fusiona, es decir, el plasma de hidrógeno del Sol. Finalmente, todo este combustible se agotará. Todo el hidrógeno de la estrella se agotará, todo este hidrógeno en fusión se agotará. Todo este helio en fusión se agotará. Este es el hidrógeno en fusión. Este es el helio inerte, que se agotará, ya que se utilizará en el núcleo, fusionándose en carbono y oxígeno, hasta que se llegue a un núcleo muy caliente de carbono y oxígeno. Y es superdenso. Todo este tiempo se ha vuelto más y más denso a medida que se forman elementos más y más pesados. Así que se vuelve más y más denso. Pero la superdensidad no llegará, en el caso del Sol --y si fuera una estrella más masiva, llegaría-- pero en el caso del Sol, no se calentará lo suficiente para que se fusionen el carbono y el oxígeno. Así que tendremos esta bola superdensa de carbono y oxígeno y todo el resto de material del Sol. Recuerda, era superenergético. Liberaba toneladas y toneladas de energía. Cuanto más avanzamos en este proceso, más energía se libera hacia el exterior, más grande es el radio de la estrella y más frío se vuelve el exterior de la estrella, hasta que se convierte en esta especie de nube de gas gigante alrededor de lo que una vez fue la estrella. Podría dibujarla como esta enorme nube... que ahora está muy lejos de la estrella, y es mucho más grande incluso que el radio o el diámetro de una gigante roja. Y todo lo que nos queda es una masa superdensa de, yo lo llamaría, carbono u oxígeno inerte. Esto es, en el caso del Sol, lo que llamaremos una enana blanca, y al principio, cuando esté caliente, liberará radiación debido a las altas temperaturas. Vamos a anotar su nombre: enana blanca. Y se enfriará a lo largo de muchos, muchos, muchos años; hasta que, cuando se haya enfriado completamente, y haya perdido toda su energía, se convierte en una bola superdensa de carbono y oxígeno, a la que llamaremos enana negra. Y estas son obviamente muy difíciles de observar porque no emiten luz. Y no tienen la masa de, por ejemplo, un agujero negro que tampoco emite luz, pero que se puede ver cómo afecta a las cosas que lo rodean. Así que esto es lo que va a pasar con el Sol. En los próximos videos, vamos a hablar de lo que le ocurre con estrellas menos masivas que el Sol y lo que le ocurre con estrellas más masivas que el Sol, aunque creo que puedes imaginar qué les pasará a las más masivas: habrá tanta presión, al tener tanta masa a su alrededor, que se fusionarán en elementos cada vez más pesados hasta llegar al hierro.