Pequeñas luces cósmicas: Estrellas
Las estrellas, estas esferas luminosas ayudaron en la antigüedad a los exploradores a navegar por los mares, y ahora ayudan a los astrofísicos de hoy en día a navegar por el Universo.
Las estrellas son enormes bolas de gas y polvo hechas principalmente de hidrógeno y helio que producen luz y calor a partir de las reacciones termonucleares que ocurren dentro de sus núcleos. Aparte de nuestro sol, existen miles de millones de estrellas en el Universo; desde la Tierra podemos verlas como puntos de luz que titilan en el cielo nocturno. Es imposible saber cuántas estrellas existen exactamente, pero los astrófísicos estiman que solo en nuestra galaxia, la Vía Láctea, hay alrededor de 300 mil millones.
El ciclo de vida de una estrella abarca miles de millones de años, durante este lapso de tiempo las estrellas nacen, envejecen y mueren, un ciclo similar al de la vida humana, aunque estos procesos suceden tan lentamente que no son apreciables en escalas de tiempo humanas. Como regla general, cuanto más masa posea una estrella, más corta será su vida y será menos probable que se formen planetas a su alrededor.
El nacimiento de una estrella dura varios cientos de miles de años y tiene lugar dentro de nubes gigantescas de gas y polvo constituidas principalmente por hidrógeno, como en la Nebulosa de Orión. A lo largo de miles de años, la gravedad hace que pequeñas regiones dentro de la nebulosa se vuelvan lo suficientemente densas y masivas para que colapsen bajo su propio peso. A estas masas de gas que se contraen, se les conoce como protoestrellas, y representan la fase inicial de la vida de una estrella.
Debido a que el polvo en las nebulosas las oscurece, como se puede observar en la Nebulosa del Águila o la Nube de Barnard 68, las protoestrellas pueden ser difíciles de detectar para los astrofísicos; aunque el proceso de formación estelar puede ser estudiado mediante observaciones de la radiación infrarroja y radio.
A medida que una protoestrella se hace más pequeña, esta gira más rápido debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora sobre hielo que gira aumente la velocidad de sus giros cuando pega de sus brazos a su cuerpo. Además, la presión de la protoestrella aumenta, como cuando tratamos de comprimir con nuestras manos un globo lleno de aire con el objetivo de hacerlo más pequeño. Lo anterior provoca un aumento de la temperatura y, es durante este tiempo que la estrella entra en lo que se conoce como la fase T Tauri, una fase relativamente breve.
Cuando la protoestrella nace, se forma de manera natural un disco de materia que gira a su alrededor. Este disco sirve como alimento a la protoestrella y además, en algunos casos da lugar al cabo de varios millones de años, a un sistema planetario como el que forman la Tierra y los demás planetas alrededor del Sol.
Millones de años después, cuando la temperatura del núcleo aumenta a unos 15 millones de grados Celsius, comienza la fusión nuclear, que enciende al núcleo y desencadena la siguiente y más larga etapa de la vida de una estrella, conocida como su secuencia principal.
La mayoría de las estrellas de nuestra galaxia, incluido el Sol, se clasifican como estrellas de secuencia principal. Existen en un estado estable de fusión nuclear, convirtiendo hidrógeno en helio e irradiando rayos X. Este proceso emite una enorme cantidad de energía, manteniendo a la estrella caliente y brillando intensamente.
No todas las estrellas brillan igual, algunas brillan más que otras. Su brillo es un factor de cuánta energía emiten, conocida como luminosidad, y qué tan lejos de la Tierra se encuentran. El color también puede variar de una estrella a otra porque sus temperaturas no son todas iguales. Las estrellas más calientes parecen blancas o azules, mientras que las estrellas “más frías” parecen tener tonos anaranjados o rojos.
Al trazar estas y otras variables en un gráfico llamado diagrama de Hertzsprung-Russell, los astrónomos pueden clasificar las estrellas en grupos. Junto con la secuencia principal y las estrellas enanas blancas, aparecen otros grupos que incluyen estrellas enanas, gigantes y supergigantes. Las supergigantes pueden tener radios mil veces más grandes que el de nuestro propio sol.
Las estrellas pasan el 90 por ciento de sus vidas en su fase de secuencia principal. Ahora, con alrededor de 5000 millones de años, nuestro Sol se considera una estrella enana amarilla de tamaño medio, y los astrófísicos predicen que permanecerá en su etapa de secuencia principal durante varios miles de millones de años más, llegando a su muerte dentro de otros 5000 millones de años.
A medida que las estrellas se acercan al final de sus vidas, gran parte de su hidrógeno se ha convertido en helio. El helio se hunde hasta el núcleo de la estrella y eleva la temperatura de esta, lo que hace que su capa exterior de gases calientes se expanda. Estas estrellas grandes e hinchadas se conocen como gigantes rojas; todas las estrellas pasan por esta fase. Y a partir de aquí hay diferentes escenarios en que la vida de una estrella puede terminar, y su destino depende su masa inicial.
Las estrellas con masas menores a 5 veces la masa del Sol, antes de llegar a su muerte, pierden parte de su masa. Cuando han agotado su suministro de hidrógeno y helio, se expanden transformándose en una estrella gigante roja, de más de 100 veces el radio del Sol y más de 1000 millones de veces su volumen. Posteriormente explotan eyectando sus capas externas hacia el medio interestelar, convirtiéndose en una nebulosa planetaria, en cuyo centro se localiza el núcleo de la estrella el cual es un cuerpo pequeño y denso llamado enana blanca, que está inicialmente a una temperatura muy elevada pero que se va enfríando durante miles de millones de años hasta que se oscurece y deja de producir energía. A las estrellas en esta fase final, que los astrofísicos aún no han observado, se les conoce como enanas negras.
Para las estrellas masivas, aquellas con masas superiores a las 8 o 10 masas solares, cuando el hidrógeno se agota en el núcleo, la estrella cambia muy rápidamente y se transforma en una gigante roja. En ese momento, el núcleo que es principalmente de hierro se está contrayendo ya que no hay una fuente de energía para mantenerlo caliente y que le permita resistir la fuerza de gravedad. Finalmente, el núcleo se vuelve tan denso que colapsa, lo que hace que la estrella explote como una supernova. Estas explosiones catastróficas dejan un pequeño núcleo que puede convertirse en una estrella de neutrones o incluso, si el remanente es lo suficientemente masivo, en un agujero negro estelar.
Figura: La Nebulosa del Cangrejo es el remanente de una explosión de supernova que fue registrada por los astrónomos en Asia en 1054 d.C. El núcleo de la estrella que explotó es una estrella de neutrones en rápida rotación, o púlsar, dentro de la nebulosa. Una pequeña fracción de su energía de rotación se transmite a la nebulosa, haciendo que brille. (Fuente: NASA)
Las estrellas deben tener una masa de más de 0,08 veces la del Sol, de lo contrario, sus centros no serán lo suficientemente calientes y densos para que el hidrógeno se fusione y empiecen a brillan, las estrellas que están por de bajo de esta límite de masa son llamadas enanas marrones o estrellas fallidas. Las estrellas más masivas tienen masas de alrededor de un centenar de veces la del Sol y tienen tanta potencia que su propia radiación detendrá la formación y les impedirá permanecer estables.