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Cosmología y astronomía
Curso: Cosmología y astronomía > Unidad 2
Lección 1: La vida y la muerte de las estrellas- El nacimiento de las estrellas
- Desafío: modelar discos de acumulación
- Convertirse en una gigante roja
- Las enanas blancas y negras
- El campo de estrellas e imágenes de la nebulosa
- El ciclo de vida de las estrellas masivas
- Supernova (supernovas)
- Aclaración de la supernova
- Los agujeros negros
- Los agujeros negros supermasivos
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Las enanas blancas y negras
Las enanas blancas y negras. Creado por Sal Khan.
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- ¿Todos los elementos de la tabla periódica que conocemos se han originado en las estrellas o han tenido origen diferente, por ejemplo, en la tierra misma?(3 votos)
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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.