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COMPOSICIÓN DE LAS ESTRELLAS

 

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuánto más antigua sea, más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.

En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad está directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados, más joven es la estrella.

La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

Metalicidad

La metalicidad es el concepto astrofísico que se utiliza para describir la abundancia relativa de elementos más pesados que el helio en una estrella.

Espectroscópicamente es fácil medir la abundancia de elementos metálicos (en el sentido usual) en estrellas utilizando la profundidad de sus líneas de absorción. La abundancia de estos elementos se encuentra correlacionada con las abundancias de otros elementos más ligeros como carbono u oxígeno. En astrofísica, suelen denominarse por esta razón metales a todos los elementos más pesados que el helio. Dado que la fracción de elementos más pesados que el helio aumenta en función del tiempo cósmico, la metalicidad de una estrella está relacionada con el momento en que se formó, lo que permite deducir su edad o la zona de la galaxia donde nació. En el caso de la Vía Láctea la metalicidad decrece dentro del disco a medida que nos alejamos del centro, así mismo decae más rápidamente aun si nos salimos del disco en la dirección perpendicular al plano galáctico.

Existen varios formalismos matemáticos para expresar la metalicidad.

Metalicidad en fracciones de masa

X --> Fracción de masa del H

Y --> Fracción de masa del He

Z --> Fracción de masa en "metales"

Donde se verifica: X + Y + Z = 1

Composición primordial: X=0.76 Y=0.24 Z=0.00

Composición solar: X=0.70 Y=0.28 Z=0.02

Nótese que la metalicidad también se puede expresar en fracciones de número de átomos, en cuyo caso se obtienen valores mayores para el H y menores para el helio y los metales.

Índice de metalicidad

Frecuentemente la metalicidad se expresa utilizando como patrón la abundancia de elementos metálicos del Sol. Esta medida no es de carácter absoluto sino relativa. Las líneas de absorción que se comparan son las del hidrógeno con las del hierro. La metalicidad del Sol es de un 1.6% en masa. El índice de metalicidad se expresa como [Fe/H] que representa el logaritmo del cociente entre la abundancia de metales en la estrella y la abundancia solar. Esta es su fórmula:

donde ab es la abundancia de hierro (Fe) o hidrógeno (H) según el caso.

El índice de metalicidad del Sol será [Fe / H] = 0. Los objetos más pobres en metales que el Sol tienen un índice de metalicidad negativo y los más ricos tienen un índice positivo. Como la escala es logarítmica, una metalicidad de "-1" equivaldrá a una abundancia diez veces menor a la del Sol y un índice de valor "+1" a una abundancia diez veces mayor.

 

Generación de energía en las estrellas

A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).

Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.

Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.

Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón.

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:

 

Material combustible  
(o Fe)

Temperatura en
 millones de Kelvin

Densidad (kg/cm3)

Duración de la combustión

H

40

0,006

10 millones a.

He

190

1,1

1 millón a.

C

740

240

12.000 años

Ne

1.600

7.400

12 años

O

2.100

16.000

4 años

S/Si

3.400

50.000

1 semana

Fe-Corteza

10.000

10.000.000

-

 

En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa.

 

Tipos espectrales

A través del análisis de los espectros, se ha podido comprobar que todas las estrellas (incluido el Sol), tienen aproximadamente la misma abundancia relativa de los diferentes elementos químicos. Siguen en abundancia al hidrógeno y al helio: silicio, magnesio, hierro y aluminio. Esto indica que la abundancia de los elementos presentes en la superficie de la Tierra, comparados con los observados en las estrellas, es completamente diferente.

Pero no todas las estrellas presentan exactamente la misma composición química. En el caso de las estrellas frías (con temperaturas menor que 2.000 ºC) se verifica que entre las mismas, existen sensibles diferencias en las abundancias del carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Los astrónomos también hallaron que en las estrellas más viejas existe una menor abundancia de elementos de mayor peso atómico a más pesados en comparación con las estrellas más jóvenes. Esta evidencia confirmaría la hipótesis que las estrellas son el lugar donde se originan los elementos que siguen al hidrógeno y al helio en la tabla periódica.

El espectro es la banda de colores que se obtiene al dispersar la luz procedente de una estrella, las características de cada espectro dependen de la temperatura de las capas superficiales de la estrella.

Al dispersar la luz que atraviesa una estrecha ranura se puede observar sobre el espectro una serie de líneas oscuras que lo cruzan, las llamadas líneas espectrales, cada una ocultando cierta parte específica del espectro. Estos conjuntos de líneas corresponden a ciertos elementos químicos, cada uno perteneciente a uno en especial, y dado que son únicos dependiendo la temperatura es posible determinar la composición de la atmósfera estelar.

Estas líneas son oscuras porque absorben parte de la energía de la estrella, por tanto son llamadas líneas de absorción y se producen cuando la radiación procedente del núcleo de la estrella atraviesa una zona más fría (más superficial).

En ocasiones en ciertos espectros son visibles líneas que al contrario de las líneas de absorción brillan más que el resto del espectro continuo, son las llamadas líneas de emisión, producidas por un gas calentado a cierta temperatura. Esto suele observarse en estrellas que se encuentran rodeadas por una envoltura gaseosa a alta temperatura.

 

Los tipos espectrales son clasificados por letras, desde la mayor a la menor temperatura de la siguiente manera:

 

O B A F G K M L T y C S

 

Tipo Espectral

Temperatura
(grados Kelvin)

Características

O

20000 a 35000

Estrellas azules. Pocas líneas espectrales y débiles. Muestran múltiples átomos ionizados, especialmente He III, C III, N III, O III, Si V.

B

15000

Estrellas blanco azuladas. La línea de He II no es visible. Son observables líneas de O II, Si II y Mg II. Aparece la línea del He I. Sigue habiendo pocas líneas

A

9000

Estrellas blancas. La línea del H I (líneas de Balmer) domina el espectro. La He I no es visible. Comienzan a aparecer la líneas de los metales neutros.

F

7000

Estrellas blanco amarillentas. Notable aumento de la cantidad de líneas de H I, pero disminuyen en intensidad. Las líneas de metales ionizados aumentan.

G

5500

Estrellas amarillas. La intensidad de las líneas de los metales neutros aumentan, mientras que disminuyen las del H I.

K

4000

Estrellas amarillo anaranjadas. El espectro está dominado por las líneas de los metales. Bandas moleculares OTi.

M

3000

Estrellas rojas. Las bandas de OTi son muy prominentes. Son visibles varias líneas de metales neutros. Para espectros mas allá del M4 las líneas de absorción del OTi son muy severas, y se dificulta observar el espectro continuo.

L

1200 a 2000

Contiene las enanas rojas más frías y las enanas marrones más calientes, que se mantienen debido a la fusión del deuterio y contracción gravitatoria. Presentan VO (oxido de vanadio) en absorción como las M mas frías, alcanzando un máximo en L0. El TiO decrece en abundancia hasta casi desaparecer en L7. Las enanas marrones presentan líneas de absorción de litio. Las líneas de metales alcalinos, especialmente Potasio, se hacen muy fuertes a medida que baja la temperatura. Magnitudes absolutas entre 18 y 24.

T

750 a 1200

Sólo visibles en el infrarrojo. El espectro es rico en metano (como los planetas gigantes) y moléculas de agua e hidruro de hierro (FeH)

C

5500 a 3000

Estrellas de carbono (muy rojas ya que los compuestos de este elemento absorben las longitudes de onda azules). Son gigantes donde el TiO se ve reemplazado por compuestos como C2, CH y CN. Se subdividen además de por la temperatura (que va paralelamente a la secuencia normal desde G4 hasta M8), por la fuerza de las bandas de carbono. Ej: C7,4. Ej: R Leporis (variable)

S

3000

Estrellas gigantes rojas (van paralelas a las clase M) que también presentan más carbono que las gigantes normales y donde el TiO se ve reemplazado por el ZrO (óxido de zirconio) y también presentan itrio y bario. Ej: chi Cygni (variable) Existen clases intermedias como MS y SC de acuerdo a la abundancia de los elementos descritos.

 

En el gráfico superior se muestra la intensidad de las líneas espectrales según la temperatura de la estrella (tipo espectral)

 

 

 

 

     

    Actualizado el 26/11/2009          Eres el visitante número                ¡En serio! Eres el número         

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