Me encantan las preguntas simples que terminan tener una respuesta complicada, o al menos no sencilla. Los astrónomos se giran en nudos, por ejemplo, tratando de definir qué es un planetaaunque parece que sabrías uno cuando lo ves. Lo mismo es cierto para las lunas; De hecho, la Unión Astronómica Internacional, el guardián oficial de los nombres y definiciones de los objetos celestiales, ni siquiera intentar declarar qué es una luna. Eso es probablemente lo mejor Porque eso tampoco es tan fácil.
¿Qué pasa con las estrellas, aunque? ¿También confunden algún tipo de definición sabrosa?
En un sentido muy amplio, una estrella es simplemente uno de esos puntos de luz centelleantes que puedes ver en el cielo nocturno. Pero eso no es terriblemente satisfactorio en términos lexicológicos o físicos. Después de todo, también sabemos que el sol es una estrella, pero por definición, nunca lo vemos en el cielo nocturno de la Tierra, y ciertamente no es un punto (A menos que lo esté viendo desde el pasado Plutón, eso es).
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Si una definición tan básica nos deja un poco secos, entonces quizás podamos hacerlo mejor. A partir de siglos de observaciones científicas y física teórica, podemos decir más. Las estrellas son masivas, calientes y más overas. Se mantienen unidos por su propia gravedad, y consisten en plasma (gas con calentamiento tanto que los electrones se despojan de sus átomos constituyentes). Y, por supuesto, son luminosos. Ellos brillarque es probablemente su característica más básica.
Eso es descriptivo, ciertamente, pero aún así realmente no nos dice qué estrella es. ¿Qué hace a uno diferente de, digamos, un planeta? ¿Puede haber una estrella más pequeña o la más grande?
Para responder con sensatez tales preguntas, necesitamos comprender el mecanismo central que hace que una estrella sea luminosa en primer lugar. Entonces podemos usar esa comprensión para definir mejor qué es o no una estrella.
Históricamente, los astrónomos estuvieron en la oscuridad sobre esto durante bastante tiempo. Se propusieron muchos mecanismos, pero no fue hasta principios del siglo XX que la mecánica cuántica llegó al rescate e introdujo a la humanidad (para bien o para mal) al concepto de fusión nuclear. En este proceso, las partículas subatómicas, como los protones y los neutrones, e incluso los núcleos atómicos enteros, podrían romperse, fusionarse para formar núcleos más pesados y liberar una enorme cantidad de energía.
En el núcleo de una estrella, la fusión toma una temperatura y presión excelentes que proporciona la gravedad aplastante de la masa suprayacente de la estrella. Para que una estrella sea relativamente estable, la fuerza externa de la energía generada por la fusión en su núcleo debe ser equilibrada por el tirón interno de la gravedad de la estrella.
Hay un par de vías diferentes para que ocurra la fusión en estrellas como el sol, pero al final ambas producen esencialmente el mismo resultado: cuatro núcleos de hidrógeno (cada uno un solo protón) más otras partículas subatómicas se fusionan para formar un núcleo de helio, y este proceso explota una gran radiación de alta energía como un subproducto. En el sol, este proceso convierte alrededor de 620 millones de toneladas métricas de hidrógeno en helio uno de cada dos. Eso crea suficiente energía para, bueno, alimentar una estrella.
Un aspecto crítico aquí es que una vez que esta reacción comienza en el núcleo de una estrella, continúa siempre que haya suficiente material nuclear para alimentarlo. Y mientras fusionando a través de cientos de millones de toneladas métricas por segundo suena como mucho para usted y para mí, para una estrella, esta es una fracción infinitesimalmente pequeña de su masa, lo que le permite seguir brillando durante miles de millones de años.
Así que ahora podemos decir con más confianza lo que es una estrella: una enorme masa gravitacionalmente unida de plasma luminoso en la que la energía generada a partir de la fusión nuclear sostenida en su núcleo está equilibrada por la gravedad. ¡Huzzah!
Excepto (y tu sabía Se acercaba una “excepto”) hay un límite inferior para la temperatura y la presión necesarias para mantener la fusión.
Para las estrellas normales, es aproximadamente 75 veces la masa de Júpiter, o un duodécimo la masa del sol. Debajo de esa masa, no hay suficiente presión para iniciar el proceso de fusión. Pero puede notar que nadie está declarando ansiosamente nada de veces más pesado que Júpiter para ser un “planeta”. En general, Los objetos medianos demasiado masivos para ser planetas, pero demasiado livianos para ser estrellas se llaman enanos marrones.
Aquí es donde las cosas se vuelven borrosas, porque resulta que los enanos marrones también pueden sostener ciertos tipos de reacciones de fusión. Por ejemplo, fusionan Deuterium, un isótopo de hidrógeno con un neutrón adicional en su núcleo atómico. Algunos incluso pueden fusionar el litio con protones para formar berilio, y ambos procesos pueden ocurrir a temperaturas y presiones más bajas que la fusión estándar de “hidrógeno único” que describí anteriormente. Los enanos marrones pueden mantener tales condiciones en su núcleo, aunque solo por solo decenas de millones de años más o menos. Pero la pregunta sigue siendo: ¿Son estas estrellas de objetos?
Por simplicidad, los astrónomos preferirían mantener enanos marrones en su propio grupo y no llamarlos estrellas. (Tal vez podríamos decir que pasan por una breve “fase estelar” de fusión después de que nacen). Así que la mayoría de nosotros diríamos que una estrella debe haber sostenido una fusión de hidrógeno de un solo protón. Todavía es un poco arbitrario, después de todo, incluso este Fusion finalmente se detiene, aunque eso podría tomar hasta varios billones de años para algunas estrellas de combustión lenta. Pero establecer este límite claro tiene sentido.
Las estrellas también tienen un límite superior en su masa. Las estrellas más masivas apretan gravitacionalmente su núcleo aún más duro, lo que puede aumentar enormemente la velocidad de reacciones de fusión. Pero eso, a su vez, aumenta enormemente la producción de energía, haciendo que la estrella sea más caliente y brillante. Si la estrella se vuelve demasiado masiva, puede volverse tan luminosa que literalmente se destroza. Ese límite no está bien definido, pero está en algún lugar del vecindario de 200 veces la masa del sol. Vemos estrellas cerca de este límite superior, como Eta Carinaey son violentamente inestables, desgarrados por paroxismos estelares que revelan gas en erupciones enormes.
¿Qué sucede, entonces, después de que una estrella agota su combustible nuclear? Finalmente, el hidrógeno se agota, dejando atrás un núcleo hecho de helio. Esto puede conseguir muy complicado, pero algunas estrellas masivas pueden fusionar ese helio en elementos más pesados y esos elementos en las más pesadas hasta ahora. Para los verdaderos pesos pesados estelares—Pases con más de ocho veces la masa del sol: el final llega como una explosión de supernova catastrófica que deja atrás Una estrella de neutrones o agujero negro. Las estrellas más pequeñas y más solar tienen una desaparición más tranquila que eventualmente quita sus capas externas para exponer su núcleo denso y caliente al espacio. Llamamos a estos cadáveres estelares de enfriamiento lento enanos blancos.
Además de los agujeros negros, que son tan extremos que merecen una categoría propia, los tantónomos tienden a referirse a estos restos estelares como estrellas, pero la lexicología allí es más peligrosa. Estos objetos solían ser parte de una estrella que una vez sostenía la fusión pero ya no. Entonces, mientras podamos llamar ESTÁN ESTRELLAS, SABEMOS QUE SE DISTINGÓ DE LAS ESTRELLAS “ROGULAS” como el sol. Es un poco confuso para los laicos, pero los astrónomos tienen todo tipo de términos que comenzaron con buenas intenciones pero que ahora están desactualizadas o deben estar desactivadas.
Eso tiene sentido; Después de todo, el principio principal de la ciencia es que Aprende. Obtenemos más datos y cambiamos de opinión, aunque los términos que usamos pueden tardar un tiempo en ponerse al día. Entonces, por ahora, estamos atrapados con algunas palabras que posiblemente (con suerte) caerán en el futuro.
Planetas, lunas, estrellas: los astrónomos saben la diferencia y saben que en los bordes, estos términos pueden sangrar entre sí. A pesar de las fronteras difusas de estas categorías, reconocer las distinciones entre los objetos dentro de ellos es lo que nos ayuda a comprender el universo aún mejor.