Masivo significa grande, menos masivo significa pequeño, ¿verdad? No es tan simple cuando se trata de estrellas y sus tamaños. Si comparamos el planeta Tierra con el Sol, resulta que es posible colocar 109 de nuestros planetas uno encima del otro, solo para allanar el camino de un extremo de la estrella al otro. Pero hay estrellas más pequeñas que la Tierra y mucho, mucho más grandes que la órbita de la Tierra alrededor del Sol. ¿Cómo es esto posible? ¿Qué determina el tamaño de una estrella? ¿Por qué los "soles" son tan diferentes?
La pregunta no es fácil, porque apenas vemos el tamaño de una estrella.
Una vista telescópica profunda de las estrellas en el cielo nocturno muestra claramente estrellas de diferentes tamaños y brillo, pero todas las estrellas se muestran como puntos. La diferencia de tamaño es una ilusión óptica asociada con la saturación de las cámaras de observación.
Incluso en un telescopio, la mayoría de las estrellas parecen simples puntos de luz debido a las gigantescas distancias hacia nosotros. Sus diferencias de color y brillo son fáciles de ver, pero el tamaño es todo lo contrario. Un objeto de cierto tamaño a cierta distancia tendrá un llamado diámetro angular: el tamaño aparente que ocupa un objeto en el cielo. La estrella más cercana al Sol, Alpha Centauri A, está a solo 4,3 años luz de distancia y es un 22% más grande que el Sol en radio.
norte
Dos estrellas similares al sol, Alpha Centauri A y B, se encuentran a solo 4,37 años luz de nosotros y orbitan entre sí a una distancia entre Saturno y Neptuno. Incluso en esta imagen del Hubble, aparecen simplemente como fuentes puntuales sobresaturadas; ningún disco visible
Sin embargo, nos parece que su diámetro angular es de solo 0.007 ”, o segundos de arco. 60 segundos de arco consisten en un minuto de arco; 60 minutos de arco son 1 grado y 360 grados es un círculo completo. Incluso un telescopio como el Hubble solo puede ver 0.05 ” hay muy pocas estrellas en el Universo que un telescopio pueda realmente "ver" con una resolución decente. Por lo general, se trata de estrellas gigantes cercanas, como Betelgeuse o R Doradus, las estrellas más grandes de todo el cielo en términos de diámetro angular.
Una imagen de radio de la estrella muy, muy grande Betelgeuse. Una de las pocas estrellas que vemos como más que una fuente puntual de la Tierra
Afortunadamente, existen medidas indirectas que nos permiten calcular el tamaño físico de una estrella, y son increíblemente esperanzadoras. Si tiene un objeto esférico que se calienta tanto que emite radiación, la cantidad total de radiación emitida por una estrella está determinada por dos parámetros: la temperatura del objeto y su tamaño físico. La razón de esto es que el único lugar que emite luz en el Universo es la superficie de una estrella, y el área de superficie de una esfera siempre se calcula usando la misma fórmula: 4πr2, donde r es el radio de la esfera. Si puedes medir la distancia a esta estrella, su temperatura y brillo, sabrás su radio y, por lo tanto, su tamaño, simplemente porque estas son las leyes de la física.
Video promocional:
Primer plano del gigante rojo UY Scuti, procesado con el telescopio del Observatorio Rutherford. Esta estrella brillante puede ser solo un "punto" para la mayoría de los telescopios, pero en realidad es la estrella más grande conocida por la humanidad.
Cuando hacemos observaciones, vemos que algunas estrellas tienen solo unas pocas decenas de kilómetros de tamaño, mientras que otras son 1.500 veces el tamaño del Sol. Entre las estrellas supergigantes, la más grande es UY Scuti con un diámetro de 2.400 millones de kilómetros, que es más grande que la órbita de Júpiter alrededor del Sol. Por supuesto, estos increíbles ejemplos de estrellas no se pueden juzgar por la mayoría. El tipo más común de estrellas son las estrellas de secuencia principal como nuestro Sol: una estrella que está hecha de hidrógeno y obtiene su energía de la síntesis de hidrógeno en helio en su núcleo. Y vienen en muchos tamaños diferentes, dependiendo de la masa de la propia estrella.
Una joven región de formación de estrellas en nuestra propia Vía Láctea. A medida que las nubes de gas se compactan por la gravedad, las protoestrellas se calientan y se vuelven más densas hasta que finalmente comienza la fusión en sus núcleos.
Cuando se forma una estrella, la contracción gravitacional convierte la energía potencial (energía potencial gravitacional) en partículas cinéticas (calor / movimiento) en el núcleo de la estrella. Si hay suficiente masa, la temperatura será lo suficientemente alta como para encender la fusión nuclear en las regiones más internas, donde los núcleos de hidrógeno se convierten en helio en una reacción en cadena. En una estrella de baja masa, solo una pequeña fracción del propio centro alcanzará el umbral de 4.000.000 de grados y la fusión comenzará y procederá lentamente. Por otro lado, las estrellas más grandes pueden ser cientos de veces más masivas que el Sol y alcanzar temperaturas centrales de varias decenas de millones de grados, fusionando hidrógeno en helio a una velocidad millones de veces más rápida que la de nuestro Sol.
norte
El moderno sistema de clasificación espectral de Morgan-Keenan, con el rango de temperatura de cada clase de estrella que se muestra arriba en Kelvin. La gran mayoría de las estrellas (75%) son estrellas de clase M, de las cuales solo 1 de cada 800 son lo suficientemente masivas para convertirse en supernovas.
Las estrellas más pequeñas tienen el flujo externo y la presión de radiación más pequeños, y las más masivas tienen las más grandes. Esta radiación y energía externas evitan que la estrella colapse gravitacionalmente, pero puede sorprenderte que el rango sea relativamente estrecho. Las estrellas más pequeñas, las enanas rojas como Proxima Centauri y VB 10, representan solo el 10% del tamaño del Sol, un poco más grande que Júpiter. Pero el gigante azul más grande, R136a1, tiene 250 veces la masa del Sol, pero solo 30 veces más de diámetro. Si sintetiza hidrógeno en helio, la estrella no cambiará mucho de tamaño.
Pero no todas las estrellas sintetizan hidrógeno en helio. Las estrellas más pequeñas no sintetizan nada en absoluto y las más grandes se encuentran en una etapa mucho más energética de sus vidas. Podemos dividir las estrellas en tipos por tamaño y resaltar cinco clases generales
Estrellas de neutrones: remanentes de supernova que contienen una masa de uno a tres soles, pero comprimidos en un núcleo atómico gigante. Siguen emitiendo radiación, pero en pequeñas cantidades debido a su tamaño. Una estrella de neutrones ordinaria tiene un tamaño de 20 a 100 kilómetros.
Estrellas enanas blancas: se forman cuando una estrella similar al sol quema el último combustible de helio en su núcleo y las capas externas se hinchan a medida que las capas internas se contraen. Por lo general, una estrella enana blanca tiene de 0,5 a 1,4 veces la masa del Sol, pero en volumen físico está cerca de la Tierra: unos 10.000 kilómetros de diámetro, que consta de átomos muy comprimidos.
Estrellas de secuencia principal: Incluyen enanas rojas, estrellas de tipo solar y las gigantes azules que mencionamos anteriormente. Sus tamaños son muy diferentes, desde 100.000 kilómetros hasta 30.000.000 kilómetros. Pero incluso la más grande de estas estrellas, si se coloca en el lugar del Sol, no se tragará a Mercurio.
Gigantes rojos: muestra lo que sucede cuando el núcleo se queda sin hidrógeno. A menos que seas una enana roja (en cuyo caso simplemente te convertirás en una enana blanca), la contracción gravitacional calentará tu núcleo lo suficiente como para comenzar a fusionar helio en carbono. La fusión de helio a carbono emite mucha más energía que la fusión de hidrógeno a helio, por lo que la estrella se está expandiendo enormemente. La física es que la fuerza saliente (radiación) en el borde de la estrella debe equilibrar la fuerza entrante (gravedad) para que la estrella sea estable, y cuanto mayor sea la fuerza que tiende hacia afuera, mayor será la estrella. Las gigantes rojas suelen tener entre 100 y 150 millones de kilómetros de diámetro. Eso es suficiente para tragar Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra.
Estrellas supergigantes: Las estrellas más masivas que terminan fusionando helio y comienzan a fusionar elementos aún más pesados en sus núcleos: carbono, oxígeno, silicio y azufre. Estas estrellas están condenadas a convertirse en supernovas o agujeros negros, pero antes de eso se aumentarán a miles de millones de kilómetros o más. Entre ellas se encuentran las estrellas más grandes como Betelgeuse, y si colocamos una estrella de este tipo en lugar de nuestro Sol, se tragaría todos nuestros planetas sólidos, el cinturón de asteroides e incluso Júpiter.
El sol todavía es relativamente pequeño en comparación con los gigantes, pero crece hasta el tamaño de Arcturus en su fase de gigante roja.
Para las estrellas más pequeñas de todas, como las estrellas de neutrones y las enanas blancas, la regla es que la energía atrapada solo puede escapar a través de una pequeña superficie que las mantiene brillantes durante mucho tiempo. Pero para todas las demás estrellas, el tamaño está determinado por un simple equilibrio: la fuerza de la radiación saliente en la superficie debe ser igual a la atracción gravitacional hacia adentro. Las grandes fuerzas de radiación significan que la estrella se hincha a un gran tamaño, y las estrellas más grandes aumentan a miles de millones de kilómetros.
La Tierra, si los cálculos son correctos, no será tragada por el Sol en la fase de gigante roja. Pero el planeta mismo se pondrá muy, muy caliente
A medida que el sol envejece, su núcleo se calienta, se expande y se calienta con el tiempo. En uno a dos mil millones de años, será lo suficientemente caliente como para hervir los océanos de la Tierra si no ponemos el planeta en una órbita más segura. En unos cientos de millones de años, el Sol será grande y brillante. Pero seamos realistas: no importa qué tan grande se vuelva nuestro Sol, nunca será más masivo que las estrellas de neutrones y las supergigantes más grandes, incluso si es más grande.
ILYA KHEL
