![\"como](\"http:\/\/www.ojocientifico.com\/sites\/www.ojocientifico.com\/files\/imagecache\/primera\/como%20muere%20una%20estrella4_0.jpg\" "\\"como")
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Arriba explosi\u00f3n supernova y Nebulosa planetaria con enana blanca<\/a> en el centro emitiendo intensas radiaciones ultravioletas en el entorno que le dan esa caracter\u00edstica tan conocida de este tipo de peque\u00f1as nebulosas.<\/p>\n En realidad, la muerte de las estrellas est\u00e1 directamente relacionada con sus masas, es decir, dependiendo de la masa que cada estrella puede tener, as\u00ed ser\u00e1 su final. Las estrellas masivas y supermasivas tienen una vida m\u00e1s corta que las estrellas medianas y peque\u00f1as, ya que, consumen m\u00e1s y m\u00e1s rapidamente el combustible nuclear de fusi\u00f3n que, cuando se agota, las hace morir y pasan a otras fases, se convierten en otras cosas diferentes de las que fueron.<\/p>\n Si la estrella es una supermasiva, terminar\u00e1 explotando despu\u00e9s de haber implosionado sobre s\u00ed misma. Todas las capas exteriores de la estrella se contraer\u00e1n hacia dentro con velocidades de hasta 70.000 kil\u00f3metros por segundo. En este momento es cuando se crean mucho elementos qu\u00edmicos presentes en la naturaleza, como el cobre, el platino o el oro. Despu\u00e9s, la estrella muere<\/strong> y recibe el nombre de supernova<\/strong>. En el proceso, se producen dos acontecimientos interesantes: el primero es que, las capas m\u00e1s exteriores de la estrella son eyectadas al espacio interestelar uy se forma una nueva y gran nebulosa, y, la segunda es que, el resto del material de la estrella, se ha contra\u00eddo tan intensamente que se transforma en un agujero negro<\/a> o estrella de netrones dejando un remanente como el que abjo podeis ver.<\/p>\n La supernova<\/strong> brilla durante algunos meses, incluso a\u00f1os, con m\u00e1s intensidad que diez mil millones de soles. Los telescopios pueden descubrirlas en galaxias lejanas, a distancias de miles de millones de a\u00f1os luz. Despu\u00e9s la estrella se transforma en un agujero negro<\/a><\/strong> o en una estrella de neutrones<\/a><\/strong>.<\/p>\n Centr\u00e9monos en una estrella ordinaria y corriente como nuestro Sol que, pasados algunos miles de millones de a\u00f1os se queda con poco combustible para seguir fusionando, adquiere una personalidad dividida; su n\u00facleo se contrae, pues ya no est\u00e1 apuntalado por la intensa radiaci\u00f3n que emerg\u00edan de los procesos termonucleares que se producen en el centro, mientras que su parter externa -su atm\u00f3sfera, por decirlo as\u00ed- se expande y se enfr\u00eda. El color de la estrella cambia de un blanco amarillento a un rojo intenso: se convierte en una “gigante roja”. Finalmente, la atm\u00f3sfera estelar se disipa en el espacio, dejando atr\u00e1s el n\u00facleo al descubierto, en el mismo centro de una hermosa Nebulosa planetaria y, lo podemos contemplar como una peque\u00f1a esfera blanca masiva y muy densa que tendr\u00eda s\u00f3lo el tama\u00f1o de la Tierra. Una enana blanca<\/a>.<\/p>\n Tal pron\u00f3stico, representado en el Diagrama de Hertzsprung-Russell, sirve para animar el \u00e1rbol de las estrellas. Cuando una estrella media como el Sol agota su copmbustible de Hidr\u00f3geno, abandona la serie principal (en la que ha estado brillando miles de millones de a\u00f1os, como ahora mismo lo podemos ver) y se desplaza hacia arriba, pues el tama\u00f1o creciente de su atm\u00f3sfera exterior le hace m\u00e1s brillante por breve tiempo, y a la derecha , pues se vuelve roja. Durante esta fase, muchas estrellas pueden hacerse inestables y titubear, pasando alternativamente de la derecha a la izquierda del diagrama. Cuando la estrella arroja su atm\u00f3sfera, desciende en el diagrama y se desliza a la izquierda, estabkleci\u00e9ndose finalmente en la zona de las enanas blancas. Las estrellas Gigantes siguen un cuerso aproximadamente similar, pero empiezan m\u00e1s arriba en la serie principal (pues son m\u00e1s brillantes) y la abandonan antes (pues se quedan sin combustible m\u00e1s r\u00e1pidamente).<\/p>\n Por lo tanto, el Diagrama de Hertzsprung-Russell para cualquier poblaci\u00f3n estelar -un c\u00famulo estelar, por ejemplo- suministra pruebas de su edad. Cuando el c\u00famulo est\u00e1 en su infancia, pr\u00e1cticamente todas sus estrellas est\u00e1n en la serie principal, quemando hidr\u00f3genos radiantes y contentas, en la flor de sus vidas. Pronto las Gigantes -las que est\u00e1n en el extremo superior de la serie principal- se quedan sin combustible y se hinchan para convertirse en gigantes rojas; al hacerlo ababdonan la serie principal y se desplazan a la derecha como veis arriba. Cuando transcurre m\u00e1ss tiempo, las estrellas de menos masa sufren el mismo destino. El resultado, en el diagrama, es un “punto de separaci\u00f3n”, un lugar a lo largo de la serie principal donde el \u00e1rbol se ramifica a la derecha. El diagrama solo es una instant\u00e1nea de un momento entre miles de millones de a\u00f1os de historia estelar., pero la situaci\u00f3n del punto de separaci\u00f3n nos dice cu\u00e1nto tiempo ha estado all\u00ed el c\u00edmilo: cuanto m\u00e1s abajo en el tronco est\u00e1 el punto de separaci\u00f3n, tanto m\u00e1s viejo es el \u00e1rbol.<\/p>\n El Diagrama de Hertzsprung-Russell del c\u00famulo de las Pl\u00e9yades, por ejemplo, presenta casi enteramente estrellas de la serie principal. esto nos dice que las Pl\u00e9yades son un c\u00famulo joven, en el que no ha pasado bastante tiempo para que ni siquiera las estrellas gigantes se hayan consumido y pasado a la etapa de gigante roja (se estima que las Pl\u00e9uades tienen menos de cien millones de a\u00f1os).<\/p>\n Pero el diagrama del c\u00famulo globular M3 (arriba) presenta un aspecto enormemente diferente. Aqu\u00ed, la gran mayor\u00eda de las estrellas est\u00e1n en la fase de gigantes rojas o en v\u00edas de convertirse en enanas. (No vemos las enanas mismas porque son demasiado oscuras: M3 est\u00e1 a la vasta distancia de 300.000 a\u00f1os-luz.)\u00a0 La rama del punto de separaci\u00f3n se\u00f1ala como las manecillas de un reloj la edad del c\u00famulo: la edad de M3 es de unos catorce mil millones de a\u00f1os, lo que hace que sea uno de los m\u00e1s antiguos que se conocen y se formaron en el universo primitivo.<\/p>\n Todos estos procesos amigos m\u00edos, nos llevan a saber que, si pudi\u00e9ramos comprimir las escalas del tiempo, donde cada hora equivaldr\u00eda a mil millones de a\u00f1os, todas estas espectaculares estrellas mueren en los primeros diez minutos. Es concebible que su explosi\u00f3n pueda sacudir el gas remanente en el c\u00famulo haciendo que se contraiga y se formen nuevas estrellas, pero todas las estrellas gigantes producidas de este modo tambi\u00e9n se consumir\u00e1n silenciosamente, de manera que los fuegos artificiales han terminado en el momento en que nos disponemos a contemplar el espect\u00e1culo.<\/p>\n Lo importante de todo esto es que, la consecuencia final de toda la vida de la estrella, y, tambi\u00e9n en el acto de su muerte, lo que se busca es que, elementos ligeros se transmiten en otros m\u00e1s pesados y complejos: Hidr\u00f3geno, Helio, Berilio, Carbono, Ox\u00edgeno, magnesio… y, de esa manera, se fabrican los materiales de los que est\u00e1n hechos los mundos y la Vida.<\/p>\n “Las estrellas son los crisoles donde los \u00e1tomos ligeros que abundan en las Nebulosas se combinan en elementos m\u00e1s complejos” nos dec\u00eda Eddintong en una de us muchas y famosas charlas. Est\u00e1 claro que ahora, sabiendo lo que sabemos, podemos asegurar sin el menor temor a equivocarnos que, \u00a1S\u00ed estamos hechos del polvo de estrellas”.<\/p>\n emilio silvera<\/p>\n![\"c\u00f3mo](\"http:\/\/www.ojocientifico.com\/sites\/www.ojocientifico.com\/files\/imagecache\/primera\/c%C3%B3mo%20muere%20una%20estrella2_1.jpg\" "\\"c\u00f3mo")
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