Experimento Virtual - Crea tu propia estrella

Laboratorio 
Crea tu propia estrella

¡Utiliza nuestro simulador de estrellas para crear tu propia estrella! Establece las características iniciales de tu estrella y decide su destino. Luego observa cómo se desarrolla su vida ante tus ojos. Aquí te mostramos los controles y diferentes vistas del experimento Crea tu propia estrella. Pero antes leamos algo de información previa...

Nociones básicas sobre las estrellas

Todas las estrellas tienen un comienzo y un final, pero su ciclo de vida varía. Algunas tienen una vida corta mientras que otras brillan por mucho tiempo. Algunas terminan siendo estrellas enanas blancas y otras se transforman en estrellas de neutrones o en agujeros negros.

Establece las características iniciales de tu estrella y decide su destino...

Las estrellas generan energía mediante un proceso denominado fusión. Los átomos de los elementos más livianos se combinan para formar átomos de elementos más pesados. En los procesos de fusión más comunes del universo, el hidrógeno se combina para formar helio. Esto es lo que está sucediendo en el Sol en este momento. En algunas estrellas, el helio se fusiona y se convierte en carbono y oxígeno. Posteriormente, estos elementos pueden fusionarse y convertirse en elementos aún más pesados.

Existen dos factores principales que determinan el desarrollo de la vida de una estrella:

• la masa de la estrella (la cantidad de material que la forma) y
• la proporción de metal que conforma la estrella

Para los astrónomos, el término "metal" no significa únicamente hierro, cobre y otros elementos que normalmente consideramos metales. Se considera metal cualquier otro elemento que no sea hidrógeno o helio. (Puede parecer extraño, pero es así como los astrónomos definen el término "metal").

Una estrella cerca del comienzo y el final de su ciclo de vida: protoestrella (izquierda) y estrella de neutrones (derecha).

Las estrellas son bolas gigantes de gas, en equilibrio entre la gravedad y el calor. La gravedad atrae el gas hacia el interior para provocar el colapso, mientras que la presión provocada por el calor interno empuja y provoca la expansión de la estrella. Es útil considerar las estrellas como objetos que tratan de establecer el equilibrio: están al borde de un colapso gravitacional que sólo el calor generado por la fusión nuclear puede evitar. Para mantener ese equilibrio, las estrellas con más masa deben quemar combustible más rápido que las estrellas livianas. A pesar de que tienen más combustible, envejecen mucho más rápido, en millones de años en lugar de en miles de millones.

La metalicidad de una estrella es la proporción de elementos que no sean hidrógeno y helio que contiene. Esto afecta el equilibrio entre la gravedad y el calor porque influye en la capacidad del calor generado para expulsar el gas. Las estrellas con mayor metalicidad son las más opacas (menos transparentes) para el paso de los fotones y por eso. la luz y el calor deben realizar un mayor esfuerzo para escapar de la estrella.

Cambia la masa y el contenido de metal para determinar el destino de tu estrella

Cambia la masa y la proporción de metal para ver cómo cambia el ciclo de vida de tu estrella.

Esta actividad de crear tu propia estrella te permite modificar estos dos factores; para ello utiliza las barras de desplazamiento que se encuentran en la parte inferior izquierda de la pantalla. Los números de masa representan masas solares. Una estrella con una masa de 1,0 tiene la misma masa que el Sol. Si colocas el deslizador en 100, tu estrella tendrá una masa equivalente a 100 soles.

Las cifras del metal representan la proporción de metal (elementos que no sean hidrógeno y helio) que conforma la estrella. Por ejemplo, si eliges 0,01, tendrás una estrella de 1/100 o con 1% de metal. La metalicidad del Sol es aproximadamente de 0,02.

Etapas de la vida de una estrella

El diagrama Herzsprung-Russell muestra la posición de las estrellas visibles en dos dimensiones.

Al elegir la masa y la metalicidad estableces el destino de tu estrella. En la ventana del margen superior derecho de la pantalla verás una lista de las etapas de la vida de tu estrella. A medida que avanza la animación, se resaltará la etapa en que se encuentre. Pero, ¿en qué consisten estas etapas? ¿Qué significan estos términos? Estos nombres provienen de una herramienta utilizada por los astrónomos que se conoce como "diagrama de Hertzsprung-Russell", cuyo nombre se debe a los dos astrónomos que lo elaboraron, trabajando en forma independiente.

El diagrama Herzsprung-Russell muestra la posición de las estrellas visibles en dos dimensiones. El eje vertical representa la luminosidad o brillo absoluto de la estrella en comparación con el Sol. Una estrella con una luminosidad de 1 tiene el mismo brillo que el Sol. La luminosidad no significa lo mismo que el brillo aparente de las estrellas tal como las vemos en el cielo. Una estrella muy luminosa que está muy lejos parecerá oscura, mientras que una estrella con poca luminosidad que está cerca se verá brillante. La escala está corregida por distancia de modo que las estrellas que están más arriba son más luminosas que las que están abajo.

Etapas del ciclo de vida de una estrella.

El eje horizontal representa la temperatura de la superficie en grados Kelvin. Las estrellas de la izquierda son más calientes que las de la derecha.

La mayoría de las estrellas se encuentran en el área denominada secuencia principal. Algunas estrellas gigantes son muy brillantes pero frías. A pesar de su baja temperatura tienen una superficie tan enorme que irradian mucha energía y por lo tanto son tan brillantes como las estrellas que son más calientes pero más pequeñas. Las enanas blancas son más oscuras pero calientes. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros también se ubican en el sector inferior izquierdo del diagrama.

Nuestro Sol es una estrella muy común. Se encuentra en plena secuencia principal.

El diagrama de Hertzsprung-Russell es una foto instantánea de las estrellas que vemos, pero también se puede usar para describir el ciclo de vida de una estrella determinada. La mayoría de las estrellas pasan la mejor parte de sus vidas en la secuencia principal pero al final se separan. Luego, su masa y metalicidad determinarán adónde irán y qué trayectoria seguirán en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

A continuación te mostramos un resumen de las etapas por las que pasan las estrellas. No todas atraviesan por todas las etapas. También observa que las imágenes están en diferentes escalas; se muestran en la parte izquierda inferior de cada imagen. Además, el tamaño de una estrella en una etapa determinada dependerá de la masa y metalicidad inicial.

	Protoestrella Nube de polvo que se contrae debido a la gravedad. Se calienta lo suficiente para comenzar la fusión y así nace la estrella. Una vez que comienza la fusión, el calor generado en el interior se equilibra con el colapso gravitacional y la estrella se estabiliza.
	Secuencia principal Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas en esta etapa. Gradualmente van aumentando su brillo y calor y por lo tanto se trasladan desde el extremo inferior derecho al extremo superior izquierdo del diagrama HR. Se alimentan principalmente del hidrógeno que se fusiona entre sí y se transforma en helio.
	Laguna de Hertzsprung En el núcleo de la estrella, la mayor parte del hidrógeno se ha fusionado entre sí para formar helio. El helio más denso forma un núcleo en cuyo exterior continúa ardiendo una capa de hidrógeno. En determinado momento el núcleo de helio se contrae mientras en las capas externas continúa la fusión de hidrógeno. La estrella comienza a expandirse y la superficie se enfría. Sólo es menor la temperatura de superficie, en tanto que la temperatura real del centro es mayor cuando se fusiona el helio que cuando se fusionó el hidrógeno.
	Estrella de helio desnuda Después de la laguna de Hertzsprung, las estrellas masivas atraviesan esta etapa cuando pierden sus capas externas debido a los vientos estelares. En lugar de transformarse en gigantes, lo único que queda es el núcleo de helio compacto.
	Núcleo de helio en combustión La temperatura del núcleo que se contrae aumenta. El helio se fusiona entre sí y forma carbono y oxígeno.
	Ramas asintótica de las gigantes A medida que el combustible helio se consume, el núcleo vuelve a contraerse y las capas externas se expanden y enfrían. La estrella se transforma en una supergigante.
	Enanas blancas de carbono y oxígeno Las capas externas se expanden y son expulsadas de la estrella y el núcleo permanece como una enana blanca. Éste es el destino de las estrellas de menor masa.
	Estrella de neutrones Después de varias etapas más de fusión en las que se forman los elementos más pesados, el núcleo se contrae más y se vuelve muy denso. La presión de la radiación del núcleo hace que las capas exteriores se pierdan debido a la explosión. Tenemos una supernova. Lo que queda es una densa estrella de neutrones. Algunas estrellas de neutrones se ven como púlsares que rotan con rapidez.
	Agujero negro Si la estrella es muy masiva, el colapso del núcleo es tan grande que se convierte en un agujero negro en lugar de en una estrella de neutrones.

Es hora de crear tu propia estrella...