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Las estrellas pueden acabar sus vidas expandiéndose como gigantes rojas para luego contraerse en una enana blanca o explotando como novas o supernovas dejando el núcleo de la estrella como una enana blanca, una estrella de neutrones, un púlsar o incluso un agujero negro en el caso de estrellas muy masivas.
Tras los restos de una explosión estelar los restos expulsados de la estrella constituyen una nebulosa iluminada por la estrella central denominada nebulosa planetaria. Los restos de material expulsados tras la muerte de una estrella son más ricos en elementos pesados
como el carbono, oxígeno o hierro. Los elementos más pesados que el hierro solamente se pueden producir en explosiones de supernovas por lo que la mayoría de elementos pesados que forman nuestro planeta y nosotros mismos han sido procesados anteriormente en el interior de una estrella masiva.
Enanas Blancas
Una enana blanca es el remanente estelar que resulta del agotamiento del combustible nuclear de una estrella de masa no mayor a unas 10 masas solares. Más allá, la estrella acabaría irremediablemente originando una supernova. Las estrellas que finalizan sus días como enanas blancas no han podido encender el combustible de la siguiente fase, normalmente la del carbono. Así, el 99% de las enanas blancas están constituidas básicamente por carbono y oxígeno que son los residuos de la fase de fusión del helio. Estos objetos, seguramente tendrán además sobre la superficie una capa de hidrógeno y helio prensados y poco degenerados. Solo unas pocas estarán formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo (ver Enanas blancas de helio) o por oxígeno, neón y magnesio productos de la quema del carbono.
Formación
El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a gigante roja y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones de fusión el núcleo se contrae y se calienta aunque sin llegar a la temperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dicha temperatura los electrones degeneran y detienen el proceso. Se forma así una enana blanca con una temperatura de partida de entre 100 y 200 millones de grados que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.
Características
Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella esta no debe superar el límite de Chandrasekhar que es de 1.44 masas solares. El valor del límite depende de la relación de electrones por nucleón. Esto no impide que estrellas de masas mayores puedan finalizar su ciclo como enanas blancas ya que los intensos vientos estelares de las estrellas más masivas y el desprendimiento final de la cubierta de gas rebajan en mucho la masa inicial de la estrella hasta dejarla dentro de los límites de Chandrasekhar.
Si por alguna razón una enana blanca llega a acretar masa adicional, lo cual puede ocurrir en los sistemas binarios, es posible que llegara a superar en algún momento el límite de Chandrasekhar. Producto de estos contactos violentos entre una estrella y una enana blanca son las novas y las supernovas termonucleares (tipo Ia).
Las enanas blancas son cuerpos compactos de enorme densidad (aprox. 10E6 - 10E7 g/cm³). Una enana blanca de una masa solar tiene un radio similar al de la Tierra. Como no sigue produciendo energía pero sigue radiando, se enfría. Sin embargo, dado que son relativamente pequeñas y tienen poca superficie, se enfrían muy lentamente. A esas densidades los iones tiene un recorrido libre medio extremadamente reducido; sin embargo, en el caso de los electrones es todo lo contrario: su recorrido es excepcionalmente grande ya que al estar degenerados existen muy pocos huecos libres en el espacio de momentos y posiciones a los que un electrón pueda ir. La opacidad conductiva es, por ello, muy inferior a la radiativa (kcond=3,8·10-4<
Cristalización
La presión de degeneración es un fenómeno cuántico independiente de la temperatura por lo que las enanas blancas seguirán enfriándose toda su vida hasta igualar su temperatura con el entorno es decir hasta llegar casi al cero absoluto.
Si se enfrían lo suficiente las interacciones entre iones se tornan relevantes y estos dejan de comportarse como un gas ideal pasando a ser un líquido de Coulomb. Pero por debajo de cierta temperatura (~ 1,7E7K)¹ los iones se disponen en forma de red cristalina de tipo bcc, por lo que se dice que la enana blanca ha cristalizado. Al cristalizar se libera calor latente ya que es un proceso de cambio de fase y eso afecta a la función de luminosidad. Esta transición de fase libera esa energía latente ralentizando un poco el enfriamiento.
Ocurre que el oxígeno cristaliza antes que el carbono por lo que en la enana blanca empezará a diferenciarse un núcleo de oxígeno cristalizado rodeado por un fluido de carbono cada vez más empobrecido en oxígeno. La emisión de radiación latente contribuirá a frenar el enfriamiento y alargar la vida de las enanas blancas unas decenas de millones de años.
Otra consecuencia de este curioso fenómeno es que en las enanas blancas cristalizadas el potencial a romper para que se dé la fusión completa del carbono es mayor por lo que son potencialmente más explosivas en caso de tener una compañera cercana.
La temperatura umbral se calcula mediante el parámetro que se indica a continuación el cual no es más que una relación entre las interacciones colombianas y la agitación térmica. Mientras la energía colombiana sea inferior a la térmica el comportamiento de los iones será de gas. Cuando sus valores sean comparables se comportará como un líquido y cuando la energía colombiana sea claramente dominante la estrella tendrá un comportamiento sólido. El umbral de cristalización se considera normalmente que es: G0 ~170
Parámetro de cristalización:
Donde Z es el número atómico que para una enana blanca de carbono (Z=6) y oxígeno (Z=8) será 7 suponiendo que haya un 50% de cada elemento. K es la constante de Boltzmann, T la temperatura y di es la distancia entre iones que está relacionada con la densidad de la estrella por la ecuación: (4/3)pdi~1/ni=(µimH)/?
Donde ? es la densidad, mH la masa del hidrógeno y µi el número másico medio que viene a ser 14 para las enanas de carbono y oxígeno (12+16)/2.
Historia de su descubrimiento
En 1862 Alvan Graham Clark descubrió una compañera oscura de la estrellas Sirius en la constelación del Can Mayor. La compañera recibió el nombre de Sirius B o el Cachorro, tiene una temperatura superficial de unos 25.000 K lo que la incluye dentro de las estrellas calientes. A pesar de todo, Sirius B resultó ser 10.000 veces menos luminosa que la estrella principal, Sirius A. Dado que tenía que tener un alto brillo por unidad de superficie, Sirius B tenía que ser, por fuerza, mucho más pequeña que Sirius A. Los cálculos arrojaron un radio aproximadamente igual al de la Tierra.
El análisis de la órbita del sistema estelar Sirius mostró que la masa de la extraña compañera era aproximadamente la misma que la del Sol. Esto implicaba que Sirius B debía de ser cientos de veces más densa que el plomo algo que no se explicaba hidrostáticamente. El misterio quedó sin resolver durante bastante tiempo considerándose a Sirius B como una rareza imposible de explicar. En 1917 Adriaan Van Maanen descubrió la estrella de Van Maanen que se convirtió en la segunda enana blanca en ser descubierta. A medida que se fueron descubriendo nuevas enanas blancas los astrónomos se dieron cuenta de que estos tenues cuerpos eran comunes en nuestra galaxia. Las nuevas teorías de la evolución estelar basadas en la nueva ciencia de la física nuclear darían con la explicación científica que faltaba.
El peculiar nombre de enana blanca se debe a que sus descubridores observaron que tenían un espectro situado en el blanco. Cuando realmente se conocieron las características de esos objetos se vio que no son solo blancas pero las más comunes tienen espectro blanco. En realidad, pueden ir desde el rojo más caliente hasta el negro más frío.
El hecho de que se vean con más frecuencia las situadas en la zona blanca del espectro es debido, principalmente, a dos motivos:
Las estrellas más apagadas son menos luminosas y se ven menos, llegando hasta las "enanas blancas" totalmente enfriadas que, paradójicamente, son cuerpos totalmente negros y carentes de luminosidad alguna. Estas enanas oscuras reciben el nombre de enanas negras.
Las enanas más rojizas también son raras ya que son muy recientes y además el enfriamiento de cualquier cuerpo es más rápido a altas temperaturas. Así, ambos aspectos se conjugan para disminuir su existencia.
Enana amarilla
Una enana amarilla es una estrella de la secuencia principal. Las estrellas así clasificadas tienen una masa de entre 1 M? y 1.4 M? y se encuentran en el proceso de convertir, en su núcleo, el hidrógeno en helio mediante fusión nuclear. Como lo indica su nombre, su color es amarillo. Nuestro Sol es el ejemplo más conocido de una enana amarilla.
Se estima que la vida de una enana amarilla es de unos 10 mil millones de años, tiempo que le toma consumir sus reservas de hidrógeno, el combustible principal durante esta etapa. Cuando se acaba dicho elemento, la estrella se expande varias veces su tamaño anterior y pasa a ser una gigante roja. Finalmente, la gigante roja expele sus capas exteriores para convirtirse en una nebulosa planetaria. Su centro, por el contrario, colapsa y se convierte en una densa enana blanca.
Enana roja
De acuerdo al diagrama Hertzsprung-Russell, una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría, dentro de la secuencia principal, ya sea del tipo espectral K tardío ó M. Estas comprenden la vasta mayoría de las estrellas y tienen un diámetro y masa de menos de una tercera parte de la del sol (menor a 0.08 masas solares, se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3,500°K. Emiten poca luz, algunas veces tan poca como 1/10,000 de la que emite el sol. Debido al ritmo lento al que queman hidrógeno, las enanas rojas tienen una vida estimada enorme; su rango se estima de decenas de billones a trillones de años.
Las enanas rojas nunca inician la fase de fusión de helio y por lo tanto no llegan a convertirse en gigantes rojas; solo se contraen lentamente y se calientan hasta que todo el hidrógeno se consume. De cualquier forma, no ha habido suficiente tiempo desde el Big Bang para que las enanas rojas pudieran desarrollarse fuera de la secuencia principal.
El hecho que las enenas rojas se mantengan en la secuencia principal mientras estrellas más viejas hayan salido de ella permite determinar la edad de los cúmulos estelares encontrando la masa a la cual las estrellas finalizan la secuencia principal. Además, el hecho que las enanans rojas no hayan salido de la secuencia prncipal como ha sido observado es evidencia que el universo tiene una edad finita.
Un misterio que no ha sido esclarecido hasta 2004, es la ausencia de enanas rojas que no contienen metales (en astronomía, un metal es cualquier elemento distinto al hidrógeno y helio). El modelo del Big Bang predice que las estrellas de la primera generación debieron estar constituidas únicamente por hidrógeno, helio y litio. Dichas estrellas (incluidas las enanas rojas) deberían ser observadas actualmente, pero no es así. La explicación convencional es que sin elementos pesados, las estrellas de poca masa no llegaron a formarse y las primeras estrellas tuvieron que ser de masa extremadamente grande Clase III, las cuales murieron rápidamente y produjeron los metales necesarios para las estrellas de poca masa que se formaron posteriormente.
Se cree que las enanas rojas son el tipo más común que existe, pero que se ven muy pocas debido a su bajísima luminosidad. Próxima Centauri, la estrella más cercana al sol es una enana roja, (tipo M5, magnitud 11.0) como lo son 20 de las siguientes 30 estrellas cercanas. También lo es la estrella de Barnard, la más veloz del cielo.
Enana marrón
Una enana marrón, también denominada enana café, es un objeto de masa sub-estelar comprendida entre 10 y 75 masas de Júpiter (0.01 y 0.08 masas solares), incapaz de mantener reacciones nucleares continuas de fusión de hidrógeno.
Estas estrellas pueden llegar a quemar el deuterio cuando son jóvenes, debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000 K, pero el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente y no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar a un equilibrio.
Notas Históricas
En 1963 el astrofísico de origen hindú Shiv Kumar fue el primero en estudiar teóricamente la evolución y propiedades de estrellas de masa muy inferior a las que se conocían por aquel entonces. Sus cálculos corresponderían a lo que hoy denominamos enanas marrón. Kumar denominó a estos objetos Enanas negras. El nombre Brown Dwarf fue propuesto en 1975 por la astrofísica Jill Tarter, famosa por ser la portavoz del proyecto SETI. Existe discrepancia acerca del uso de los nombres Enana marrón o enana café a nivel mundial, aunque en español se ha impuesto Enana marrón mayoritariamente. La primera enana marrón que se descubrió fue Teide 1 en 1995, por un grupo español de astrofísicos pertenecientes al IAC. La enana marrón mejor caracterizada es Gliese 229B la compañera de menor masa de la estrella Gliese 229.
Identificación y prueba de litio
El litio es un elemento especialmente interesante para diferenciar estos objetos de las estrellas de baja masa ya que es destruido rápidamente en las reacciones de fusión del hidrógeno (en concreto en las cadenas PPII) debido a que reacciona con el hidrógeno a tan solo 1.000.000 K. Las estrellas poco masivas (< 0,1MS) son enteramente convectivas por lo que sus interiores están bien mezclados y el litio se quema junto con el hidrógeno en pocos millones de años. En cambio, las estrellas de masas similares o mayores que la del Sol sí que mantienen litio en sus atmósferas ya que la convección no logra penetrar hasta el núcleo. En una enana marrón, debido a su baja masa, el hidrógeno no llega a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias para desencadenar su fusión y el litio no es destruido, permaneciendo en la enana marrón durante toda su existencia. Este litio puede ser detectado a través de sus espectros de emisión característicos, constituyendo esta prueba el modo clásico de identificación de enanas marrones. La prueba fue usada por primera vez por el grupo del IAC capitaneado por Rafael Rebolo. La prueba no es perfecta ya que puede haber estrellas muy poco masivas en las que la quema del litio aun no haya concluido debido a su lentitud en las reacciones. También se barajó la posibilidad de medir la ausencia de deuterio para comprobar si se trata de una enana marrón o no pero este dato se reveló más difícil de medir ya que las líneas espectrales del hidrógeno y el deuterio son muy parecidas.
Brillo y tipo espectral
La emisión de poca energía por parte de estos astros lleva a que sea muy difícil observarlos de una manera directa desde grandes distancias. A pesar de esto, varios centenares de enanas marrones han sido identificadas, con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000 Celsius. La temperatura superficial es una función creciente con la masa y decreciente con la edad del objeto.
Enanas marrones y planetas extrasolares
Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En particular, se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detectó en la constelación de Orión un grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jovianas.
Estrella variable
La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables. Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedas externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.
Observación de estrellas variables
Las estrellas variables son generalmente analizadas mediante la fotometría y la fotoespectrometría. Observaciones de su brillantez comparada con la de estrellas no variables de magnitud conocida son usadas para obtener una curva de luz. En el caso de estrellas variables regulares, puede determinarse con precisión su período de variabilidad y la amplitud del mismo. No obstante, para muchas de ellas, esas cantidades varían lentamente en determinado período de tiempo, inclusive de período a período. Los momentos de mayor brillantes son nombrados como máxima, mientras que los de menor brillantez se conocen como mínima.
Los astrónomos aficionados pueden y suelen hacer aportaciones significativas al estudio de las estrellas variables, comparando esas estrellas con otras estrellas dentro del mismo campo visual de sus telescopios que tengan magnitudes constantes y bien conocidas. Estimando la magnitud de la estrella variable y anotando la hora en que se hace la observación, se puede construir la curva de luz visual. La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables recibe dichas observaciones de participantes alrededor del mundo, las cuales comparte con la comunidad científica internacional.
Estrellas variables intrínsecas
A continuación, se presentan los tipos de estrellas variables intrínsecas.
Estrellas variables pulsantes
Variables a Cygni
Estas son supergigantes pulsantes no radiales de clase espectral Bep a AepIa. Sus períodos van desde varios días a varias semanas, y la amplitud de su variabilidad está en el orden de 0,1 de magnitud. Los cambios en brillo, que parecen irregulares, son causados por la superposición de muchas oscilaciones de período corto. Deneb (a Cyg), en la constelación de Cygnus es la estrella prototipo.
Variables ß Cephei
Estas estrellas experimentan cortos períodos de pulsaciones en el orden de 0,1 a 0,6 días, con una amplitud de 0,01 a 0,03 de magnitud. Son más brillantes cuando se encuentran en el mínimo de su contracción.
Variables d Cephei (Cefeidas)
Este es uno de los tipos más importantes de estrellas variables: gigantes amarillas que experimentan pulsaciones con períodos muy regulares. Usualmente llamadas variables Cefeidas, su nombre proviene de la estrella d Cephei, la primera en ser descubierta. Sus períodos van de un día a varias semanas.
Las Cefeidas son importantes porque sirven como un estándar. Su luminosidad está directamente relacionada al período de variación, con una pequeña dependencia en su metalicidad. Entre más largo sea el período de pulsación, más luminosa será la estrella. Una vez esta relación período-luminosidad es calibrada, puede determinarse la luminosidad de una Cefeida cuyo período sea conocido. La distancia a la que se encuentra también puede ser fácilmente conocida a partir de su brillo aparente. Por ello, la observación de las variables Cefeidas es muy importante para determinar la distancia de las galaxias del Grupo Local e incluso más allá.
El astrónomo norteamericano Edwin Hubble usó este método para probar que las hasta entonces llamadas nebulosas espirales eran en realidad otras galaxias.
De las estrellas más brillantes en el cielo nocturno, Polaris, la Estrella Polar, es una Cefeida, aunque un poco inusual.
Variables W Virginis
Estas son muy similares a las Cefeidas, pero pertenecen a la Población II, por lo que tienen un grado de metalicidad más bajo y, por ello, una relación período-luminosidad ligeramente distinta.
Variables d Scuti
Estas también son similares a las Cefeidas, pero son mucho más tenues y tienen períodos más cortos. Anteriormente se las llamaba Cefeidas Enanas. Usualmente muestras muchos períodos superpuestos, que se combinan para formar una curva de luz muy compleja. La típica d Scuti tiene una amplitud de 0,003 a 0,9 magnitudes, con un período de 0,01 a 0,2 días. Su tipo espectral usualmente es entre A0 y F5.
Variables Mira
Las variables tipo Mira son supergigantes rojas de temperatura moderada que experimentan pulsaciones muy amplias. En períodos que por lo usual duran muchos meses, pueden aumentar su brillo 2,5 y hasta 11 magnitudes antes de volver a opacarse. La propia Mira, u Omicron Ceti, varía de magnitud 2 a magnitud 10 en un período de 332 días.
Variables PV Telescopium
Las estrellas en esta clase son supergigantes de helio con períodos de 0,1 a 1 día, con una amplitud de 0,1 de magnitud en promedio.
Variables RR Lyrae
Estas estrellas son, en cierta medida, similares a las Cefeidas, excepto que no son tan luminosas. Asimismo, son más antiguas que las Cefeidas; pertenecen a la Población II. Debido a su alta frecuencia en los cúmulos globulares, ocasionalmente se les Cefeidas de cúmulo. También tienen relaciones período-luminosidad bien conocidos, por lo que, al igual que las otras, se usan para medir distancias. Estas estrellas, de tipo espectral A, varían en 0,2 a 2 magnitudes en un período que va de algunas horas hasta un día o más. Su brillo es mayor cuando su radio está en máxima.
Variables RV Tauri
Estas son supergigantes amarillas que alternan entre un mínimo pronunciado o ligero. Esta variación de doble pico típicamente tienen períodos de entre 30 y 100 días, con una amplitud de 3 a 4 magnitudes. Superimpuesta a esta variación, puede que experimenten variaciones de larga duración en períodos de algunos años. Sus tipos espectrales son F o G cuando están en máximo, y K o M en mínimo.
Variables Semiregulares
Usualmente son supergigantes rojas. Muestran un período definido ocasionalmente, pero también experimentan períodos irregulares de variación. El ejemplo más conocido de este tipo de variable semirregular es Betelgeuse, en la constelación de Orión, cuya magnitud varía entre +0,2 y +1,2.
Variables SX Phoenicis
Estas estrellas de tipo espectral A2 a F5 son similares a las variables d Scuti. Se encuentran principalmente en cúmulos globulares. Exhiben fluctuaciones en el orden de 0,7 de magnitud cada 1 ó 2 horas.
Variables ZZ Ceti
Estas estrellas pulsantes no radiales tienen períodos de 0,5 a no más de 25 minutos, con una pequeña fluctuación de 0,001 a 0,2 de magnitud.
Variables irregulares
Usualmente, estas son supergigantes rojas con poca o ninguna periodicidad. Frecuentemente resultan ser semirregulares pobremente estudiadas que necesitan reclasificarse.
Estrellas variables eruptivas
Estrellas fulgurantes
Las estrellas fulgurantes, también conocidas como las estrellas UV Ceti, son estrellas muy débiles de secuencia principal, que despiden llamaradas regularmente. Incrementan su brillo hasta dos magnitudes en sólo unos pocos segundos, y entonces comienzan a palidecer a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas fulgurantes, como Proxima Centauri y Wolf 359.
Variables FU Orionis
Estas estrellas rediden en nebulosas de reflexión y muestran un incremento gradual en su luminosidad del orden de seis magnitudes seguidas por una prolongada fase de brillo constante. Palidecen entonces dos magnitudes aproximadamente durante un período de varios años. V1057 Cygni por ejemplo descendió 2,5 magnitudes durante un período de once años. Las variables FU Orionis abarcan desde el tipo espectral A hasta el G y posiblemente sean una fase evolutiva de las estrellas T Tauri.
Variables ? Cassiopeiae
Estrellas de esta clase son las del tipo BIII-IVe que fluctúan irregularmente por encima de las 1,5 magnitudes debido a la expulsión de materia en sus regiones ecuatoriales causada por una elevada velocidad de rotación.
Variables Orion
Las variables Orion son estrellas jóvenes y calientes, anteriores a la secuencia principal, normalmente envueltas en nebulosidad. Tienen períodos irregulares que abarcan distintas magnitudes. Un subtipo bien conocido de variables Orion son las variables T Tauri.
Variables luminosas azules
También conocidas como variables S Doradus, la estrella más luminosa conocida perteneciente a esta clase. Otros ejemplos son las hipergigantes Eta Carinae y P Cygni
Variables R Coronae Borealis
Clasificadas como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan incrementos periódicos de brillo; en su lugar, invierten la mayor parte del tiempo en su fase de brillo máximo. A intervalos irregulares, caen de repente del orden de 1 a 9 magnitudes, recuperándose lentamente hasta su brillo máximo en un espacio que abarca de meses a años. Se cree que esta variación está causada por episodios de formación de polvo en la atmósfera de la estrella. A medida que se forma y aleja de la estrella, finalmente se enfría por debajo del punto de condensación, momento en que la nube se vuelve opaca, causando que el brillo de la estrella caiga. La disipación posterior del polvo se traduce en el subsiguiente lento aumento del brillo.
R Coronae Borealis (R CrB) es la estrella prototípica de esta clase. Otros ejemplos son Z Ursae Minoris (Z UMi) y SU Tauri (SU Tau).
Variables RS Canum Venaticorum variables
Hay sistemas binarios muy próximos con una período de actividad cromosférica más largo, llamaradas incluidas, que normalmente tardan de 1 a 4 años. Este ciclo de actividad es comparable al ciclo del Sol. Este tipo se abrevia normalmente por RS CVn. El prototipo de esta clase de estrella es también una estrella binaria eclipsante.
Variables Wolf-Rayet
Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas calientes que experimentan expulsiones periódicas de gran cantidad de masa causándoles un aumento de brillo de 0,1 magnitud en promedio. Exhiben una líneas espectrales amplias, incluyendo las del helio, nitrógeno, carbono y el oxígeno.
Nova
Una nova es una explosión termonuclear causada por la acreción de hidrógeno en la superficie de una enana blanca.
En un sistema binario formado por una enana blanca y una estrella que ha dejado la secuencia principal, se produce transferencia de masa desde esta última debido a su transformación en gigante roja, lo que implica su expansión y la expulsión de capas más externas, que son capturadas por el potencial gravitacional de la enana blanca. El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria. El material es calentado a altas temperaturas, a medida que más material va cayendo hacia la superficie de la estrella, hasta que, finalmente, alcanza la temperatura crítica para la ignición de fusión nuclear, la que transforma rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados.
La enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa nueva: al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos creían ver aparecer una nueva estrella en el cielo nocturno. Curiosamente, el término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al observar no una nova sino una supernova. Pero no fue hasta tiempo después cuando se establecieron diferencias entre las supernovas y las novas, más débiles.
Una enana blanca puede generar múltiples novas, mientras siga habiendo material disponible para la acreción en la estrella compañera. Progresivamente, la estrella compañera puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso es similar a una supernova tipo Ia. Sin embargo, las supernovas involucran procesos diferentes, así como energías mucho mayores, por lo que no deberían ser confundidas con novas corrientes.
A veces puede haber novas visibles a simple vista. El caso más reciente sería Nova Cygni 1975. Esta nova apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb y tenía magnitud 2.0 tan brillante como la propia Deneb.
Las novas contribuyen a la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que en los ciclos habituales. En principio, queman de forma explosiva su hidrógeno a través del ciclo CNO pero las mayores energías a que se producen esos estallidos hacen que el ciclo derive en otra reacción distinta.
Supernova
Una supernova (
Las supernovas dan lugar a destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de intensidad hasta alcanzar un pico, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.
Fundamentalmente se originan a partir de estrellas masivas que ya no pueden fusionar más su agotado núcleo, incapaz de sostenerse tampoco por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. También existe otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos. Suceden cuando una enana blanca compañera de otra estrella, aún activa, agrega suficiente masa de ésta como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo, lo cual genera una explosión termonuclear que expulsa casi todo, sino todo, el material que la formaba.
Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas de choque, llenando el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, en cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar éstas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).
Las supernovas pueden liberar varias veces 10 44 julios. Esto ha resultado en la adopción del foe (10 44 julios) como unidad estándar de energía para el estudio de supernovas.
Clasificación
En el intento por comprender las supernovas, los astrónomos las han clasificado de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.
La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I, de lo contrario se la clasifica como tipo II.
Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas en la curva de luz.
Índice
Tipo I
Sin líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo Ia
Línea Si II a 615.0 nm
Tipo Ib
Línea He I a 587.6 nm
Tipo Ic
Sin líneas del helio
Tipo II
Con líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo II-P
Meseta
Tipo II-L
Decrecimiento lineal
Tipo Ia
Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro de emisión. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno de una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa semejante. Pero normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la más masiva muera antes que la estrella menor. Si las estrellas tienen menos de 8 masas solares formarán enanas blancas. Debido a todo esto es muy normal que en las etapas finales del sistema binario haya una enana blanca orbitando junto a una gigante roja también agonizante y con sus capas exteriores muy expandidas (ver:Evolución estelar:gigantes rojas).
Esta cubierta, básicamente de hidrógeno y helio, está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro de influencia en el cual vence la fuerza gravitatoria de una o de la otra. Esto es el lóbulo de Roche y, si parte de la envoltura de la gigante roja invade el lóbulo de la enana blanca (normalmente mayor que el de su compañera), toda la materia contenida en su zona de influencia será atraída hacia ésta.
El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno, en caso contrario se producirían novas. Si el ritmo de acreción es el adecuado la enana blanca pronto alcanzará el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a encender la fusión del carbono en el núcleo de la estrella. Esta ignición es completa empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Dado que tienen muy poco hidrógeno en su superficie éste se ioniza rápidamente, volviéndose transparente e indetectable cuando se leen los espectros de estos destellos luminosos. La propagación de la energía de la explosión es aún objeto de debate entre los científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía se generaría en el centro, se desconoce si existen otros puntos simultáneos de ignición que generen ondas convergentes de aplastamiento potenciando así el rendimiento de la explosión. Las turbulencias generadas por la inestabilidad de Rayleigh-Taylor parecen ser causa de una rápida propagación de la llama de ignición en todo su volumen. Se desconoce cómo dicha ignición transiciona desde una deflagración subsónica hasta una detonación supersónica.
Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría cientos de años. Esta increíble energía libera una colosal onda de choque que destruye la estrella expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en su luminosidad siendo este tipo de supernovas el más luminoso de todos, alrededor de 1044julios se invierten en luz (1foe). Normalmente no queda ni rastro de la estrella que originó el cataclismo, sólo restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La desaparición, por consiguiente, del campo gravitatorio de la estrella explosionada produce un cambio en la trayectoria de la estrella vecina, si ésta sobrevivió a la detonación. Al no verse sometida a su fuerza de atracción, saldrá disparada en la dirección que seguía en el momento del estallido como si de una honda se tratara. Estas estrellas lanzadas se podrían detectar ya que deberían ir mucho más rápido que las de su entorno.
El mecanismo de este tipo de supernovas es similar al que produce las novas, según el cual una enana blanca absorbe materia más lentamente, encendiéndose ésta antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar. En el caso de una nova, la materia absorbida causa una reacción de fusión del material superficial recién acretado pero no causa el colapso de la estrella.
Son fenómenos muy raros ya que requieren unos requisitos muy estrictos para su formación. En primer lugar solo se producen en sistemas binarios de estrellas de masa media baja. Estos sistemas en principio son bastante corrientes pero aún hay más restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas ha de ser mayor a la masa de Chandrasekhar (1,44MSol). Han de estar suficientemente cerca como para que sus lóbulos de roche puedan ser invadidos por las capas expansivas de la gigante roja en crecimiento. De ser posible, el manto de la gigante debería engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas estelar. Esto la llevaría a órbitas cada vez más cercanas, lo cual aumentaría los ritmos de acreción. Si la absorción fuese demasiado lenta y pausada, dándose lugar a distancia prudencial, entonces sólo se tendría una nova periódica que quemaría y expulsaría regularmente la masa acretada.
También puede existir una supernova tipo Ia generada por el encuentro entre dos enanas blancas del mismo sistema binario. Puede ser que ninguna de las dos lograra por sí sola acretar suficiente masa para generar una supernova termonuclear pero juntas superaran la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotación emiten ondas gravitatorias y, con el tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual acelera la emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Llegado un punto, uno de los dos cuerpos (el menos masivo), se rompe y forma un toro (dónut), alrededor de la otra estrella. La masa de ese disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe ser ni muy lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos produciría la quema del carbono en superficie.
Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de luz característica. Cerca del momento de luminosidad máxima, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia que van desde el oxígeno hasta el calcio (elementos de las capas externas de la estrella). Meses después de la explosión, estos elementos se han hecho totalmente transparentes y la luz que domina es la que proviene de elementos más pesados procedentes del núcleo. En el pico de emisión se concentra la luz emitida por el níquel-56. Éste va decayendo por radiactividad a cobalto-56 también radiactivo. Llegado un punto la emisión de luz la domina el cobalto, cuya emisión de fotones de alta energía, suaviza la curva de decrecimiento del brillo. La luminosidad termina con la conversión de todo el cobalto a hierro-56, el cual emitirá las líneas más tardías producto de su estado ionizado.
A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se encuentran en todo tipo de galaxias, incluyendo las elípticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia por regiones de formación estelar. Esto es así porque los sucesos que desembocan en una supernova Ia pueden durar mucho tiempo en términos estelares, sobretodo la aproximación de los dos cuerpos. Además no se originan a partir de estrellas muy masivas, por lo que no tienen por qué ubicarse en zonas jóvenes de formación reciente (donde se encuentran las gigantes azules). De modo que pueden acontecer en las regiones más longevas de las galaxias. Esta particularidad permite encontrarlas mirando cualquier parte del cielo, distribuyéndose homogéneamente con una probabilidad constante allí donde haya galaxias.
El parecido en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, ha hecho que sean utilizadas como medida estándar de luminosidad en la astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se llama una candela estándar (se pueden calibrar con una décima de magnitud). Las ventajas con respecto a las demás candelas estándar, como las cepheidas, es que su alta luminosidad permite detectarlas en galaxias aun más lejanas, ayudando a inferir distancias de objetos que, de otra manera, sería imposible calcular.
El Universo está actualmente en expansión. Sin embargo, las mediciones que Allan R. Sandage realizó en los años 1960 con su telescopio de 200 pulgadas muestran que el ritmo de expansión actual es menor que el de hace 1000 millones de años. Este hecho puede implicar o no que la expansión se detenga, planteándose dos alternativas para el destino último del Universo.
Según las teorías cosmológicas actuales, la cantidad de materia que hay en el Universo es la que decidirá el futuro del mismo. Se tiene una idea bastante aproximada de la cantidad de materia visible que existe pero no de la cantidad de materia oscura, dependiendo entonces de esta el futuro del Universo.
Se ha podido calcular que si la densidad crítica del universo es menor que 3 átomos por metro cúbico, será insuficiente para frenar la expansión, el universo se expandirá indefinidamente (Big Rip) y será condenado a una muerte fría en medio de la oscuridad más absoluta.
En este caso el tiempo se acabaría en unos 35000 millones de años. Pero si la masa es suficiente para detener la expansión, tendrá lugar el Big Crunch o, lo que es lo mismo, el universo, forzado por la gran cantidad de masa, empezaría a comprimirse hasta que, dentro de unos 20000 millones de años, acabe por colapsarse en una singularidad, algo parecido al Big Bang, pero al revés.
En este caso tras el Big Crunch es posible que el universo comience de nuevo con otro Big Bang.
Big Rip
El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. La clave de esta hipótesis es la cantidad de energía oscura en el universo. Si el universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia. El valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Aproximadamente tres meses antes del fin, los sistemas solares perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos en una fracción de segundo antes del fin del tiempo. Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, o dentro de 2,0×1010 años.
Big Crunch
En cosmología el Big Crunch o gran colapso es una de las posibilidades que se barajan sobre el destino final del universo. Si la expansión del universo fuera frenada progresivamente por la acción de la atracción de la gravedad el Universo podría alcanzar un tamaño máximo y retraerse posteriormente en el tiempo hasta colapsarse por completo en un Big Crunch.
Para que esto sea así es necesario que la cantidad de materia en el universo sea lo bastante grande como para frenar su expansión. Se sabe que la materia bariónica u ordinaria que forma las estrellas y la materia visible no es suficientemente elevada para producir este resultado. De ahí el interés en conocer la cantidad de materia oscura que existe en el universo. Para ello se estudia el movimiento relativo de galaxias y clústeres de galaxias así como la estructura de gran escala del universo observable. Otra forma de investigar el futuro del universo es investigar las variaciones temporales de la constante de Hubble en escalas comparables a la edad del Universo.
En la actualidad, esta teoría es considerada obsoleta por algunos científicos, dado que la NASA ha conseguido datos que podrían apoyar la Teoría de la eterna expansión del Universo (Big Rip).
Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.
Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (Msol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol.
Formación de las Estrellas
La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella seria de entorno a 60 o 100 MSol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella.
Nube molecular
La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que la formación estelar se da en las nubes moleculares gigantes. Estas nubes contienen, básicamente, hidrógeno molecular H2. Son regiones frías (10-30K) y densas (10³-104 cm-3). Debido a alguna clase de desencadenante, se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando. Los fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares. La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosión de supernova o el paso de la nube por una región densa, como los brazos espirales. También puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fría colapse por sí misma. Sea como sea, el resultado siempre es una región colapsante en caída libre. Dicha región es inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será prácticamente isoterma. Toda la energía gravitatoria se emitirá en forma de radiación infrarroja. Por otra parte, el centro de la región se contraerá más deprisa que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Así, se diferenciará un núcleo más denso llamado protoestrella.
Inestabilidad de Jeans
La teoría de la fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del año 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con mucha mayor precisión la teoría de Jeans constituye una buena primera aproximación.
Jeans calculó que bajo determinadas condiciones una nube molecular podía contraerse por atracción gravitatoria. Solo hacía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría. Una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontaneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa crítica entonces se inestabilizará toda y colapsará en todo su volumen. Este es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes más grandes dando lugar a brotes intensos de formación estelar. Esta masa crítica de Jeans es una función dependiente de la densidad y la temperatura.
Protoestrella
La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente.
Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza, así, un núcleo del tamaño de Júpiter aproximadamente al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante que cae más lentamente.
Al añadirse más masa el núcleo lo compensa compactándose aún más.
El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por átomos libres. El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria (ver formación de discos de acrecimiento). La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circumstelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiendose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible.
El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace mas lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiendose más y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe. probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirà la mayor parte de su vida.
Formación de estrellas supermasivas
Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso.
