Las estrellas, en cierto modo, son como seres vivos: nacen, evolucionan y mueren, y esta muerte contribuye al nacimiento de nuevas estrellas. Cualquier galaxia se compone, en mayor o menor medida, de estrellas, gas y polvo.
Este gas, principalmente hidrógeno, y polvo conforman el denominado medio interestelar. Es en este medio interestelar, concretamente en las denominadas nubes moleculares o nebulosas de formación, donde nacen las estrellas.
Nebulosa de formación estelar NGC 346. Fuente: NASA/ESA
El nacimiento de nuevas estrellas es un proceso que aún continua en el Universo actual. De hecho las estrellas como nuestro Sol pertenecen a la tercera generación de estrellas que se han formado desde el origen del Universo.
El Proceso de Formación Estelar
Las estrellas nacen por azar. Se juntan fragmentos de materia de las nubes frías de gas y polvo que flotan en el espacio, las llamadas nebulosas. Estas partículas se van agregando por atracción gravitatoria hasta formar una gran masa.
Este conglomerado, por efecto de la gravedad, se contrae sobre sí mismo y como consecuencia aumenta en su centro, la densidad, presión y calor. De esta manera, los átomos se mueven cada vez más rápido y chocan unos con otros. En esas condiciones, pronto se inician reacciones de fusión nuclear.
Cuando comienzan ha nacido la estrella. Las agrupaciones de masa que no logran iniciar las reacciones nucleares, es decir, las estrellas frustradas, se denominan enanas marrones. Las que sí lo logran continúan un arduo camino cósmico.
Las reacciones nucleares liberan presión del centro de la estrella, contrarrestan el efecto de la gravedad, lo que evita que la estrella colapse sobre sí misma. La estrella vivirá gracias a ese tenso equilibrio entre gravedad y reacciones nucleares. Morirá cuando la gravedad gane la batalla, algo que sucederá sin excepción.
Los procesos que transforman un medio como el interestelar, de apenas unos miles de átomos por centímetro cúbico y unos -250 grados de temperatura, en el núcleo de una estrella con una temperatura y densidad capaz de generar reacciones termonucleares, son procesos aun no totalmente entendidos.
En condiciones normales el medio interestelar se encuentra tenuemente repartido en la nube, en un equilibrio hidrodinámico. Es necesario una perturbación que atraviese la nebulosa y rompa este equilibrio fragmentando la nube en diversos pedazos. Esta perturbación puede originarse por una explosión de supernova - la muerte de una estrella - pero no se descartan otras fuentes.
El efecto de la gravedad hace que cada uno de estos fragmentos de la nube comience un proceso de colapso que se retroalimenta cada vez más y más, atrapando toda la materia circundante. Debido a este colapso cada fragmento, futuro núcleo de una estrella, comienza a aumentar enormemente su temperatura hasta el punto en que se hace incandescente.
Esta acumulación de material en la protoestrella va acompañada de la expulsión en forma de jets de gran parte del material que cae sobre ella. Debido a la rotación de la protoestrella parte del material circundante se dispone en forma de un disco plano alrededor de esta. De este disco surgirán los planetas que orbitarán alrededor de la futura estrella, algo así como los productos de desecho de todo el proceso de formación estelar.
Formación de estrellas en la Nebulosa de Orión. Fuente: NASA/ESA
Etapas de la Formación de un Sistema Estelar
La formación de los sistemas estelares es un proceso que comienza en grandes nubes de gas y polvo conocidas como nebulosas. A partir de aquí comienza la creación de nuevas estrellas y sus respectivos sistemas. El proceso de formación se puede dividir en diferentes etapas:
- Colapso de la nebulosa: Todo empieza cuando una nebulosa de gas y polvo cósmico, compuesta por hidrógeno, helio y trazas de otros elementos, sufre una perturbación. Esta perturbación puede ser provocada por una explosión que empuja el gas y lo hace colapsar debido a la gravedad.Mientras la nube se va comprimiendo, las partículas de gas y polvo se agrupan, aumentando la densidad en ciertas áreas. Este colapso inicial es lo que da lugar a la formación de una protoestrella, un núcleo caliente y denso que aún no ha empezado el proceso de fusión nuclear.
- Nacimiento de la estrella: A medida que el colapso de la nebulosa continúa, la presión y la temperatura en el centro de la protoestrella van aumentando cada vez más. En ciertos momentos, las condiciones se vuelven tan extremas que empieza la fusión nuclear. Este es el momento en el que nace una estrella y produce tanta cantidad de energía que la hace brillar. La energía generada por la fusión nuclear contrarresta la fuerza de gravedad, lo que hace que la estrella se estabilice y no se mueva.
- Formación de planetas y otros cuerpos: Una vez que la estrella recién formada empieza a brillar, la materia que sobra en el disco protoplanetario que la rodea comienza a juntarse. Este disco está compuesto principalmente de gas y polvo. Con el tiempo, las partículas se unen para formar planetas, asteroides y otros cuerpos celestes.Los planetas se forman cuando estos bloques de construcción chocan y se fusionan, creando objetos más grandes. A medida que estos planetas se calientan, los materiales más ligeros como el gas y el hielo se van dispersando, mientras que los materiales más pesados, como los metales y rocas, se quedan cerca de la estrella.Este proceso es fundamental para la creación de sistemas planetarios, como el que tenemos en nuestro propio sistema solar.
- Estabilización del sistema estelar: Una vez que los planetas y otros cuerpos han sido formados, el sistema estelar comienza a estabilizarse. Los planetas siguen una órbita más o menos estable alrededor de la estrella central debido a la fuerza gravitacional. Los sistemas estelares pueden seguir evolucionando, con los planetas y otros cuerpos moviéndose y cambiando con el tiempo.Algunos sistemas estelares, como el nuestro, mantienen una configuración más o menos estable durante miles de millones de años. Sin embargo, hay algunos sistemas estelares que experimentan interacciones con otros sistemas más cercanos, lo que puede alterar todo lo que hay a su alrededor.
Las estrellas se forman en nubes de gas y polvo gigantes. Gracias a la gravedad, o incluso a la presión ejercida por la explosión en estrellas antiguas, este gas y polvo se condensa y concentra en una esfera que va a ser la protoestrella. Los restos y escombros que quedan forman un disco protoplanetario y a partir de él se forman planetas.
Pero volvamos a la protoestrella. Esta no es más que una esfera de gas, principalmente hidrógeno y helio, que siempre intenta alcanzar un equilibrio entre dos fuerzas opuestas. Por un lado está la gravedad que tenderá a comprimir esta esfera y, por otro lado, la presión y temperatura tenderá a expandirla. Si hay suficiente masa la presión y temperatura interior es tan grande que se producen reacciones de fusión nuclear en las que el hidrógeno es transformado en helio con gran liberación de energía. Esta energía termina tarde o temprano en la superficie de la estrella y es irradiada en forma de luz al negro espacio exterior. Nuestra estrella ya brilla y podemos decir que ha nacido una estrella.
Ciclo de vida de una estrella. Fuente: Wikipedia
Diversidad Estelar: Clases Espectrales y Colores
Decía un personaje de Blade Runner que las estrellas que brillan el doble duran la mitad y no le faltaba razón. Para poder recordar bien las distintas clases espectrales hay una bonita regla nemotécnica en ingles: Oh Be A Fine Girl Kiss Me!
- Las estrellas de clase O son muy masivas, hasta 90 veces más masivas que el Sol, y muy brillantes, hasta un millón de veces más brillantes que el Sol. Tan calientes (hasta 50.000 grados en su superficie) que principalmente emiten luz más allá del violeta, colores que no podemos ver con el ojo humano.
- La siguiente clase es la B, con masas de hasta 16 masas solares y temperaturas de hasta 30.000 grados kelvin (K de ahora en adelante).
- Las estrellas de tipo A llegan hasta los 10.000 K de temperatura superficial y se nos antojan de color blanco.
- Las estrellas de tipo K son estrellas naranjas, más frías que el Sol, con temperaturas superficiales de hasta 5200K.
- Ya sólo nos quedan las enanas rojas o estrella de clase M. Son estrellas pequeñas, pues tienen masas que van de 0,075 a 0,5 veces la del Sol. Además, son estrellas frías con temperaturas menores a los 4000K. Estas estrellas emiten la mayor parte de su luz en el infrarrojo, por debajo de lo que el ojo humano puede ver y se nos antojan rojas a nuestra vista. Son además las estrellas más abundantes de nuestra galaxia.
Las estrellas se pueden representar en un diagrama Hertzsprung-Russell de color frente a luminosidad. Hay una S en la diagonal que es la llamada secuencia principal.
Las estrellas más masivas que hemos visto tienen vidas muy cortas, de sólo unos pocos millones de años. Agotan muy rápidamente el hidrógeno y luego fusionan otros elementos en elementos cada vez más más pesados hasta que se forma una estructura en capas como en una cebolla. El caso es que las estrellas más pesadas llegan a la formación de hierro y, a partir de ahí no hay reacciones de fusión que generen energía. La estrella se desestabiliza y explota en una destello monumental tan brillante como toda una galaxia en lo que llamamos un explosión de supernova de tipo II.
Las estrellas pesadas sólo brillan durante unos pocos millones de años, brillan mucho, y luego mueren en una explosión colosal. Las estrellas como el Sol viven más, en el caso de Sol unos 10.000 millones de años de los que, en el caso del Sol, ya ha consumido 5000 millones.
Dentro de 5000 millones de años el Sol se hará tan grande que Venus terminará en su interior y, quizás también, lo que quede de la Tierra. Una estrella de tipo K puede brillar durante 30.000 millones de años, así que si tenemos que pensar en un sitio propicio para la vida, nada mejor que un planeta rocoso grande a la distancia adecuada de una estrella de este tipo como para que el agua permanezca en estado líquido.
Pero las enanas rojas son las más longevas, pues pueden vivir hasta 10 billones de años (10.000.000.000.000), que es mucho más que la actual edad del Universo, cifrada en sólo 13.800 millones de años (13.800.000.000) . Se cree que al final las enanas rojas terminan siendo enanas blancas. Estas estrellas tienen nacimientos muy activos que dificultan la aparición de vida a su alrededor, pero se especula que tal vez sea posible la presencia de vida alrededor de este tipo de estrellas.
| Clase Espectral | Masa (Sol=1) | Temperatura (K) | Color Aparente | Vida Útil |
|---|---|---|---|---|
| O | Hasta 90 | Hasta 50,000 | Azul | Millones de años |
| B | Hasta 16 | Hasta 30,000 | Azul-Blanco | Millones de años |
| A | Hasta 10,000 | Blanco | ||
| K | Hasta 5,200 | Naranja | ||
| M | 0.075 - 0.5 | Menos de 4,000 | Rojo | Billones de años |
Tabla de Clases Espectrales Estelares
Aunque la mayoría de las estrellas que vemos en nuestra Galaxia nacieron hace mucho tiempo (cientos o miles de millones de años), en algunas regiones podemos observar estrellas que se están formando en la actualidad.
Las estrellas nacen en gigantescas nubes de gas interestelar, que son acumulaciones de materia difusa producto de generaciones anteriores de estrellas que expulsaron su capas externas al morir. Esta materia va acumulándose en un proceso que dura decenas de millones de años, y en el que actúa una compleja mezcla de movimientos turbulentos, campos magnéticos, e interacciones gravitacionales.
En algunas partes de la nube, el gas alcanza una densidad suficientemente alta como para que la gravedad supere la acción estabilizadora combinada del campo magnético, la turbulencia, y la presión del gas. Esta proto-estrella consta de una condensación central aproximadamente esférica y de un disco de materia que gira a su alrededor.
Perpendicular al disco, la proto-estrella emite un potente flujo bipolar que empieza a frenar el material que colapsa y disipar la condensación original de materia. Mientras tanto, el objeto central se va contrayendo lentamente hasta que su interior alcanza la densidad y temperatura necesarias para se produzcan espontáneamente reacciones nucleares. Cuando eso sucede, el proceso de formación se considera terminado.
El proceso de formación de una estrella sucede dentro de una nube molecular, que es un objeto extraordinariamente opaco. Es por tanto invisible a nuestros ojos, aunque puede ser estudiado mediante observaciones de la radiación infrarroja y radio.
Gracias a este tipo de observaciones, los astrónomos han sido capaces de entender (todavía de forma incompleta) los estadios por los que pasa una estrella al nacer, y reconstruir, por tanto, el nacimiento de nuestro Sol hace casi cinco mil millones de años. El proceso de formación de una estrella da lugar no sólo a un objeto central denso (la protoestrella), sino que también forma de manera natural un disco de materia girando a su alrededor.
Este disco contiene el material que gira demasiado rápido como para concentrarse en la estrella, y da lugar al cabo de varios millones de años a un sistema planetario como el que forman la Tierra y los demás planetas. En estos primeros estadios, la protoestrella es un objeto muy activo, y produce un viento bipolar formado por dos chorros opuestos de material de alta velocidad.
Estos chorros permiten a la estrella liberarse del exceso de giro (momento angular) aportado por el material del disco, que cae lentamente en espiral hacia la protoestrella. No todas las estrellas nacen aisladas. La mayoría forma parte de parejas o sistemas múltiples, que van desde unos pocos individuos hasta miles de estrellas de distinta masa nacidas de la misma nube molecular.
Ellas nacen, evolucionan y mueren, sólo que a su ritmo, pausado pero imparable. Las nubes nacen a partir del colapso de una nube interestelar llamada nube molecular. Esta nube, formada principalmente por hidrógeno molecular (dihidrógeno ó H2), colapsa debido a su propia gravedad creando a su vez decenas o centenares de pequeñas nubes llamadas clumps.
Este colapso y esta acreción de material impele movimiento sobre la propia nube haciendo que esta empiece a girar. En el centro de este disco protoestelar podemos encontrar un aumento de la densidad de materia formando una protoestrella. Y así, poco a poco, la protoestrella atraerá más materia, aumentando su densidad y su temperatura (entre 100K y 10.000K). Una estrella como el Sol tardará tan solo unos 100.000 años en pasar de nube a protoestrella.
A partir de que tiene la masa necesaria es cuando empiezan a pasar cosas realmente interesantes en el disco. En estos discos circunestelares es donde empiezan a formarse los primeros planetoides. Este proceso de acrecimiento de los planetoides gracias a esa atracción de materia que comentábamos es lo que les dará su forma esférica.
He puesto como ejemplo el Sol, una estrella más bien pequeña, pero de lo más habitual en el universo. Mientras una estrella como el Sol puede tardar decenas de millones de años, una estrella de 5 masas solares puede tardar menos de un millón de años.