Las estrellas no son objetos inmutables. Nacen, envejecen y mueren, aunque estos procesos suceden tan lentamente que no son apreciables en escalas de tiempo humanas.
El nacimiento de una estrella, por ejemplo, dura varios cientos de miles de años, y empieza cuando una región del medio interestelar se hace lo suficiente densa y masiva como para que la fuerza de la gravedad rompa el equilibrio en que se encontraba.
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.
Pero, ¿cuánto conocemos sobre ellas? Todos los cuerpos que podemos ver en el firmamento como focos luminosos reciben el nombre de estrellas. A diferencia de los planetas, las estrellas brillan con luz propia.
Estos cuerpos celestes se originan por la fuerza gravitatoria de grandes nubes de gas y polvo. Las estrellas se originan a partir de la materia interestelar, es decir, nubes de polvo y gases que se encuentran dispersas en el universo en distintas concentraciones.
La presión y la temperatura de dichas nubes aumentan cuando se contraen a causa de la fuerza gravitatoria. La presión creciente genera un calor tan intenso en el núcleo de la nube que da lugar a fusiones nucleares. Cuantas más partículas haya, a mayor velocidad se produce la contracción.
Para que pueda surgir una estrella estable es importantísimo que las fuerzas estén equilibradas. A la fuerza gravitatoria que ocasiona la contracción hay que sumar la fuerza de escape.
Las estrellas atraviesan distintas fases de desarrollo dependiendo de su tamaño, masa y composición. Durante la primera fase de desarrollo, la estructura recibe el nombre de protoestrella. Ésta está rodeada por una envoltura de polvo.
El polvo se precipita sobre la joven estrella y libera la luz visible. La envoltura se torna diáfana por la disminución de la densidad de la nube. Finalmente, el hidrógeno se transforma en helio durante la fusión nuclear, y la masa, en energía. Ahora la estrella ya es “adulta”.
Tras la fase como protoestrella, la estrella se encuentra en la llamada secuencia principal. La estrella obtiene la energía de la fusión nuclear. Núcleos atómicos ligeros se fusionan formando núcleos más pesados. La energía se genera por la pérdida de masa.
Las estrellas no son astros solitarios. Muchas de ellas están agrupadas en sistemas binarios o múltiples. Hay estrellas de distintos colores. Las estrellas de color azul claro son muy calientes. Su temperatura superficial es de 35.000 ºC. En cambio, las estrellas amarillas están a una temperatura de alrededor de 6.000 ºC. Las estrellas rojas son las más frías de todas.
Los estrellas se mueven por el espacio a una velocidad relativamente alta. Aparte del movimiento propio lateral, las estrellas se alejan y se aproximan. El ritmo de alejamiento y acercamiento se denomina velocidad radial.
La energía de las estrellas. Los valores de energía de una estrella varían en función de la masa y la edad. El diagrama de Hertzsprung Russel sirve para establecer una relación entre temperatura y luminosidad. Este método fue desarrollado a principios del siglo XX por E. Hertz y H. N.
En el núcleo de la estrella, la fusión nuclear convierte el hidrógeno en helio, liberando una enorme cantidad de energía en forma de luz y calor. Las estrellas mantienen un equilibrio entre la presión hacia fuera producida por las reacciones de fusión en su núcleo y la gravedad que tira hacia el centro.
La luminosidad de una estrella depende de su tamaño y temperatura. El nacimiento y formación de estrellas la primera etapa de su proceso evolutivo, estas se originan a partir de nubes de gas y polvo interestelar el cual se conoce como nebulosa.
Durante la etapa de secuencia principal, las estrellas logran experimentar una estabilidad relativa donde su tamaño y brillo se mantienen relativamente constantes.
Durante mucho tiempo los astrofísicos deseaban conocer la evolución de las estrellas y sospechaban que esta dependía fundamentalmente de su masa inicial que condiciona su temperatura y por tanto su color. Al “nacer” una estrella se situará en una posición de la secuencia principal que está en función de su masa inicial.
Se forman a partir de nubes de materia interestelar, las nebulosas. Aunque parezca increíble las estrellas se forman a partir de nebulosas frías, que se encuentran aproximadamente a temperaturas cercanas a - 200 ºC = 73 K.
Pilares de la Creación en la Nebulosa del Águila. Crédito: NASA, ESA, y el Equipo de Patrimonio del Hubble (STScI/AURA)
Cuando esta nube comienza a contraerse la mayor parte de su materia se agolpa en el centro, donde se formará la estrella, mientras que el resto puede formar un disco plano, que gira alrededor del centro y en el que quizás aparezca un sistema planetario. El proceso es el mismo que siguió el Sol.
En muchas ocasiones, lo que sucede es que nacen simultáneamente dos o más estrellas de la misma nube. Si la nube de gas posee una cantidad de materia insuficiente, su gravedad será demasiado débil y su temperatura no se elevará hasta alcanzar el nivel crítico que desencadena la fusión nuclear. Cualquier estrella así formada no pasará de ser un cuerpo caliente, que solo puede ser detectada por sus emisones de radiación infrarroja.
Estos objetos celestes que no llegan a ser verdaderas estrellas se denominan “enanas marrones”. Al principio la nube es muy difusa. Al concentrarse por efecto de la gravedad, la densidad va aumentando y, en el centro, la temperatura y la concentración crecen de forma espectacular.
Básicamente la reacción nuclear es la que sigue: Cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se unen para formar un núcleo de He (dos protones y dos neutrones). En el centro del Sol los protones no chocan directamente de cuatro en cuatro para formar núcleos de He, sino que lo hacen de dos en dos formando deuterio (2H, un isótopo del hidrógeno); este deuterio se une con otro protón dando como resultado el isótopo del helio 3He; por último dos partículas de 3He chocan y forman un núcleo de He (4He) desprendiéndose dos protones que pueden volver a intervenir en nuevas fusiones.
En el primer paso dos protones chocan, uno de ellos se convierte en un neutrón, un positrón (la antipartícula del electrón, con carga positiva) y un neutrino. El resultado neto del ciclo es la fusión de cuatro protones en un núcleo de 4He con emisión de dos positrones y dos neutrinos, liberando energía en forma de rayos gamma.
En este proceso hay una pequeña pérdida de masa que se convierte en una enorme cantidad de energía, a partir de la conocida expresión E = m·c2. Por cada gramo de hidrógeno que se convierte en helio se desprenden 1,8·1011 julios de energía.
Cuando se quema 1 g de gasolina se producen “solo” 4,6·104 julios, así que la fusión nuclear es casi 10 millones de veces más eficiente que la combustión habitual. Por tanto, los núcleos de las estrellas son el lugar donde el hidrógeno se convierte en helio, de tal forma que el porcentaje inicial de estos dos elementos en el Universo (75% de H, 25% de He, ver tema 18) va cambiando aumentando el del He y reduciéndose el del H. La composición actual en el núcleo del Sol es: 36% H y 64% He.
Tras su nacimiento gran parte del gas y polvo acaba siendo barrido por la radiación estelar. Sin embargo, antes de que esto ocurra, pueden formarse planetas alrededor de la estrella central, como es el caso de nuestro Sistema Solar y otros, que a partir del desarrollo de telescopios más potentes y de las nuevas tecnologías, han sido descubiertos en los últimos años.
Las estrellas completamente desarrolladas conservan signos de su nacimiento. Las primeras estrellas que se formaron provenían de los primeros átomos de hidrógeno. Posteriores generaciones se formaron con restos procedentes de estrellas anteriores que contenían elementos más pesados. La presencia en el Sol de algunos de estos elementos, C. N, O, Ca,… demuestra que se trata de una estrella de tercera generación.
Tras unas fases iniciales un tanto inestables, la estrella llega a un equilibrio entre dos fuerzas contrapuestas: la gravedad, el peso de toda la masa de la estrella, que tiende a contraerla aún más empujándolo todo hacia el centro, y la presión de radiación, la energía que se produce en el núcleo y que intenta salir hacia fuera.
Mientras la estrella consiga mantener este equilibrio brillará poderosamente en el firmamento y ocupará el sitio que le corresponde en la secuencia principal en función de su masa. Si la estrella es muy masiva (por ejemplo 10 masas solares), será una estrella de la clase O o B, muy caliente y muy luminosa, y gastará muy deprisa sus reservas de hidrógeno.
El Sol, de masa media, consume H a un ritmo moderado y se mantendrá en la secuencia principal durante unos diez mil millones de años (ahora mismo parece que está a medio camino entre su nacimiento y su muerte) brillando con una luminosidad mediana. Las estrellas ligeras (1/10 de la masa solar) sólo alcanzarán temperaturas relativamente bajas, serán de las clases K o M, lucirán débilmente en el cielo y convertirán H en He tan lentamente que su vida como estrellas será muy larga.
La tabla adjunta nos indica el tiempo que permanece una estrella en la Secuencia principal, Mʘ y Lʘ son la masa y la luminosidad del Sol
| Masa (Mʘ) | T (K) | Clase espectral | Luminosidad (Lʘ) | Tiempo en secuencia principal (·106 años) |
|---|---|---|---|---|
| 25 | 33.000 | O | 80.000 | 3 |
| 9 | 22.000 | B | 2.000 | 40 |
| 3 | 11.000 | A | 82 | 500 |
| 1,5 | 8.400 | F | 8 | 2.000 |
| 1 | 6.000 | G | 1 | 13.000 |
| 0,7 | 5.500 | K | 0,7 | 26.000 |
| 0,3 | 4.400 | M | 0,01 | 200.000 |
Esto tiene bastante interés al considerar las posibilidades de vida extraterrestre: una estrella de 2 masas solares no tiene tiempo suficiente como para evolucionar hasta alcanzar una civilización tecnológica. Quizá la masa máxima que lo permita sea precisamente la del Sol o sólo un poco más.
La estructura de una estrella mientras esté en la secuencia principal (lo que ocupa el 90% de su vida) consiste en un núcleo central muy caliente y denso donde el H está fusionándose para dar He y una capa externa formada por H (75%) y He (25%) inerte. La gravedad empuja esa capa externa hacia el centro pero la presión de la radiación generada en el núcleo consigue sujetarla.
Las fases de nacimiento y de muerte de cada estrella son muy cortas (unos pocos millones de años) en relación al tiempo que transcurre en la secuencia principal (cientos o miles de millones de años). La evolución final de una estrella va a depender de la masa que posee en su fase final.
Si la estrella al final de su vida tiene entre 0,6 y 9 masas solares su muerte es algo compleja. A medida que la fusión avanza, el centro de la estrella va acumulando helio hasta ser casi el único elemento presente en el núcleo. En este momento se produce un cambio drástico en la vida de la estrella.
En el centro dejan de producirse reacciones de fusión, pero estas se mantienen en una “cáscara”, en una capa que rodea al núcleo, donde aún queda hidrógeno.
Esto tiene dos consecuencias: por una parte, en el centro no hay ya ninguna fuerza que se oponga a la gravedad por lo que el núcleo se contrae y aumenta considerablemente su temperatura, y este calor incrementa fuertemente el ritmo de fusión del hidrógeno en las capas próximas al núcleo. La presión de radiación de esa “cáscara” se intensifica, se rompe el equilibrio y la estrella se hincha hasta hacerse cien veces más voluminosa y aunque genera más energía que antes es tan inmensamente grande que emite menos energía por unidad de superficie. Al hacerse tan grandes la gravedad es muy débil en las capas exteriores que pueden fácilmente escapar y pasar al medio interestelar: las gigantes rojas sufren una pérdida de masa.
El núcleo de helio continúa su contracción hasta que la temperatura alcanza los 108 K, en ese momento se produce la fusión del helio, formando núcleos de berilio que son muy inestables. Éstos a su vez podrán fusionarse con helio para formar carbono (proceso triple α). También se forma algo de oxígeno (12C + 4He → 16O).
Una vez agotado el He, el núcleo (compuesto de núcleos de C y de O) colapsa hasta llegar a un estado degenerado, cuya temperatura es todavía muy alta y mantiene un brillo apreciable: se forma una estrella enana blanca que podría tener la masa del Sol confinada en una esfera del tamaño de la Tierra (lo que supone una densidad de ¡2 toneladas por cm3!).
La enana blanca, al estar a temperatura muy alta, emite fotones muy energéticos (en el rango del ultravioleta) que ionizan los restos de las capas exteriores expulsadas de la gigante roja produciéndose un bonito efecto de fluorescencia perfectamente visible formando lo que se denomina una nebulosa planetaria, como es el caso de la nebulosa del anillo, M 57, en la constelación de Lira.
Con el tiempo la enana blanca irá enfriándose, dejará de emitir radiación ultravioleta y la nebulosa planetaria se desvanecerá en el medio interestelar. La estrella progenitora seguirá perdiendo temperatura muy lentamente hasta hacerse invisible (enana negra).
Algunas gigantes rojas de mayor masa que el Sol, tras la ignición del He, pasan por una época de inestabilidad que las convierte en variables cefeidas, que son estrellas bastante masivas y por tanto en general intrínsecamente muy luminosas (como para ser detectables en galaxias no muy lejanas).
Como ya vimos la luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial y del tamaño de su superficie emisora.
Las cefeidas presentan variaciones periódicas de luminosidad extremadamente regulares. Éstas son debidas a contracciones y expansiones radiales; cuando la estrella se contrae, aumentan las reacciones nucleares en su interior, lo cual produce una elevación de la temperatura, y por tanto un máximo de brillo. Posteriormente, el aumento de energía liberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de las capas más externas. Al expandirse, la estrella se enfría, con la consiguiente disminución de su luminosidad, alcanzando un mínimo.
Los modelos teóricos indican que, al final, pasarán por unas etapas similares: cuando se agote el H y cesen las reacciones en el núcleo éste se contraerá y calentará, pero no lo suficiente como para alcanzar la temperatura necesaria para prender el He. Sí se prenderá la envoltura de H que rodea al núcleo, de forma que la estrella se expandirá convirtiéndose en una gigante roja y el núcleo colapsará hasta devenir en una enana blanca, pero no habrá nebulosa planetaria.
En las estrellas muy masivas (más de 9 masas solares) cuando el H del centro se termina se repite el mismo proceso: contracción y calentamiento del núcleo que activa las reacciones del H→He en la “cáscara” que lo rodea y que hincha la estrella hasta convertirla ahora en una supergigante roja, mientras en el centro se enciende la reacción He→C. Cuando el He se agote la estrella quedará con C en el centro, He en una capa intermedia e H en la exterior.
Este proceso continúa, ya que a esas elevadas temperaturas los núcleos de carbono se unen formándose núcleos de neón, oxígeno, silicio,… En fusiones sucesivas se crean elementos cada vez más pesados como el cromo, manganeso, níquel hasta que se alcanza una situación estable. El proceso se detiene en el hierro , ya que su fusión consume energía en vez de producirla.
Supernova SN1994D en la galaxia NGC 4526. Crédito: NASA/ESA/Equipo del estudio de supernovas del Hubble
Finalmente, cuando se agotan todas las posibilidades de generar energía por medio de fusiones nucleares la estrella colapsa, las capas externas caen de golpe y rebotan en el denso núcleo metálico: la estrella “explosiona” formando una supernova dando lugar (durante unas semanas) a un brillo inmensamente mayor, de tal forma que incluso puede ser vista en pleno día, y expulsa al medio interestelar casi toda su envoltura que es visible en forma de nebulosa.
La potencia de estas explosiones no es siempre la misma sino que depende de la masa de la estrella. Por eso estas supernovas se designan como de tipo II, para diferenciarlas de las de tipo Ia, las “candelas estándar” vistas en el tema 14, que sí tienen siempre la misma magnitud absoluta.
En la explosión se genera gran cantidad de energía que permite la producción de nuevas reacciones de núcleo-síntesis formándose elementos más pesados que el Fe, desde el Co27 al U92 que se desparraman por las cercanías contaminando con sus aportaciones las nebulosas próximas. Algunas de ellas, al evolucionar, darán lugar a nuevas estrellas (de 2ª generación y posteriormente otras de 3ª generación, como el Sol) y quién sabe si a nuevos planetas. En uno de éstos, la Tierra, surgió la vida y los seres humanos.
La nebulosa del Cangrejo (M 1) visible en la constelación de Tauro es un ejemplo de remanente o resto de supernova. La estrella progenitora fue vista el año 1054 y consta en los anales chinos y árabes de la época. Como apareció inesperadamente en un lugar donde no había antes ninguna estrella fue considerada como una estrella “nueva” de donde la denominación latina usual de nova o supernova (si es muy, muy brillante).
En 1943 el astrónomo germano-americano Walter Baade estableció la siguiente clasificación estelar:
- Estrellas de Población I: estrellas “jóvenes” con alta metalicidad (existencia de elementos más pesados que H y He), estrellas de 2ª generación, formadas en nubes interestelares contaminadas por restos de estrellas viejas.
- Estrellas de Población II: estrellas “viejas”, con escasa o nula metalicidad, formadas exclusivamente con el H y el He primordiales.
Esto tiene interés para la vida extraterrestre: hace falta una estrella de 2ª o 3ª generación para que contenga, por ejemplo, C y O, fundamentales para la vida tal y como la conocemos. En las de Población I no puede haber.
Por su parte, el núcleo colapsa cada vez más, de forma que la estrella alcanza el estado de materia degenerada. En ella los átomos han perdido su corteza y el núcleo de la estrella está formado únicamente por neutrones, aumentando la densidad hasta alcanzar valores de 1016 g/cm3. Son las denominadas estrellas de neutrones.
Suelen tener un diámetro de unos 20 km y una velocidad de giro muy alta (como de 2 vueltas por segundo, aunque algunos alcanzan cientos de revoluciones/s) lo que provoca ...