El ciclo de vida de las estrellas masivas

Ya hemos hablado del ciclo de  vida de las estrellas que tienen   aproximadamente la misma masa que nuestro Sol. Lo que quiero hacer en este video es hablar de  estrellas más masivas. Y cuando hablo de estrellas   masivas, me refiero a estrellas cuya masa es,  como mínimo, 9 veces superior a la del Sol. La idea general es exactamente la misma. Vamos  a empezar el ciclo con esta enorme nube formada   principalmente por hidrógeno, aunque esta  vez la nube será más grande que las nubes   que se condensaron para formar estrellas como  nuestro Sol. Pero el punto inicial es el mismo y,   en algún momento, la gravedad va a atraer a esa  gran nube, formando un núcleo. Y ese núcleo se   va a calentar mucho y se hará tan denso que el  hidrógeno se encenderá y comenzará a fusionarse. Así que esto es hidrógeno, y se fusiona  en el centro. Fusión de hidrógeno. Entonces el hidrógeno del centro se enciende  y a su alrededor tienes el resto de la nube,   es decir, el resto del hidrógeno. Y ahora, como está tan caliente, en realidad  es plasma. Es decir, es una especie de sopa de   electrones y núcleos en lugar de átomos bien  definidos, especialmente cerca del núcleo. Y,   como vimos, esta fusión de hidrógeno ocurre  alrededor de los 10 millones de grados Kelvin. Quiero aclarar que, como estamos hablando de  estrellas más masivas, incluso en esta etapa,   habrá más presión gravitacional. Es importante  recordar que, incluso en esta etapa, durante la   secuencia principal de la estrella, habrá más  presión gravitacional porque es más masiva. Y por lo tanto el proceso será  más rápido y a mayor temperatura   que cuando se trata de estrellas  que tienen la masa de nuestro Sol. Y así, esta etapa ocurrirá en un  período mucho más corto que el de   una estrella de la masa de nuestro Sol. La vida de nuestro Sol será de 10 u 11   mil millones de años en total. Mientras  que aquí, estamos hablando de, tal vez,   unas decenas de millones de años. Así que un  factor de años de vida 1,000 veces más corto. Pero de cualquier forma, analicemos lo que  sucede. Hasta ahora, solo sabemos que va   a suceder más rápido porque tenemos más  presión, más gravedad y más temperatura. Pero va a suceder más o menos de la misma forma,   siguiendo el mismo patrón de lo que sucede  con una estrella de la masa del Sol. En un momento, ese hidrógeno se  fusiona en un núcleo de helio   que va a estar rodeado de una  capa de fusión de hidrógeno. Y luego tienes el resto de la  estrella alrededor de eso. Así   que déjame rotularlo. Esto de aquí  es el núcleo de helio. Y se va a   acumular más y más helio a medida que  el hidrógeno de esta capa se fusiona. Y en una estrella del tamaño de nuestro  Sol o de la masa de nuestro Sol,   este es el momento en que empieza  a convertirse en una gigante roja. Porque este núcleo se vuelve más y más  denso a medida que se produce más y más   helio. Y a medida que se vuelve más y más  denso, hay más y más presión gravitacional   sobre esta capa de hidrógeno por aquí,  donde la fusión todavía está en curso. Y así se va a liberar más energía y se  agranda el radio de la estrella actual.   Así que el proceso general, y vamos a ver esto a  medida que la estrella se hace más y más masiva,   es que vamos a tener elementos cada vez más  pesados que se van formando en el núcleo. Esos elementos cada vez más pesados, a medida  que la estrella se hace más y más densa,   acabarán por encenderse, y  pasan a formar el núcleo. Pero como el propio núcleo  se hace cada vez más denso,   el material es empujado cada  vez más lejos y con más energía. Aunque si la estrella es muy masiva,   no podrá ser empujada tan lejos como en una  gigante roja, una estrella similar al Sol.  Pero pensemos en cómo va a continuar  este patrón. El helio, una vez que sea   lo suficientemente denso, se va a encender y  se va a fusionar para convertirse en carbono. Así se formará un núcleo de carbono. Este es el  núcleo de carbono, alrededor tienes un núcleo   de helio, y cerca del centro del núcleo de helio,  tienes una capa de fusión de helio convirtiéndose   en carbono y haciendo ese núcleo de carbono más  denso y más caliente. Y luego, alrededor de eso,   tienes la fusión de hidrógeno. Hay  que tener mucho cuidado. Tenemos la   fusión de hidrógeno. Y, por último, a su  alrededor, tienes el resto de la estrella. Y así este proceso va a continuar  hasta que ese carbono comienza a   fusionarse. Y vas a tener elementos  cada vez más pesados en el núcleo. Y esta es una representación tomada de Wikipedia  de una estrella masiva bastante madura. Observa   que se siguen formando estas capas de elementos  cada vez más pesados, y núcleos de elementos   cada vez más pesados hasta que finalmente  llegan al hierro. Y en particular, estamos   hablando del Hierro 56. Hierro con una masa  atómica de 56. Aquí en esta tabla periódica el   Hierro tiene un número atómico de 26, que es  el número de protones que tiene. Al número 56,   lo podemos ver como un recuento de los  protones y neutrones, aunque no es exacto. Y la razón por la que nos detenemos en  este punto es que no se puede producir   energía a partir de la fusión del hierro. La  fusión del hierro en elementos más pesados   que el hierro en realidad requiere  energía. Así que sería un proceso   endotérmico. Fusionar el hierro en realidad  no contribuye a la formación del núcleo. Y solo para ser muy claro, así es como se  formaron los elementos pesados. Comenzamos   con el hidrógeno, el hidrógeno se fusiona  en helio, el helio se fusiona en carbono,   y así sucesivamente y no voy a entrar en todos  los detalles y combinaciones, pero se van   fusionando en elementos más y más pesados. Neón,  oxígeno, lo puedes ver justo aquí… silicio, etc. Y estos no son los únicos elementos  que se están formando, pero son los   principales. A lo largo del camino, tienes  también todos estos otros elementos: litio,   berilio, boro. Todas estas otras  cosas también se están formando. Así es como se forman los elementos hasta el  hierro 56. De hecho, así es como se pueden   formar los elementos hasta el níquel 56, para ser  preciso. Es decir, también habrá algo de níquel   56, que tiene la misma masa que el hierro 56, solo  que tiene dos neutrones menos y dos protones más.   Así que también se formará níquel 56, y por  lo tanto, tenemos un núcleo de níquel-hierro. Hasta aquí puede llegar una estrella,   independientemente de su masa, al menos  en el caso de la fusión tradicional. Voy a dejar el tema por aquí, para que pienses  en lo que podría pasar después, ahora que ya no   podemos fusionar esta estrella. Y lo que vamos  a ver es que se convertirá en una supernova.