Brevísimo relato del nacimiento, vida y muerte de esas maravillosas luminarias del cielo nocturno |
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Una vista del cielo austral: la Vía Láctea luciendo en su centro el engarce de la Cruz del Sur. © astro.uchile.cl |
La visión del cielo nocturno, especialmente en una noche sin nubes y sin luna, es sobrecogedora, y genera una sensación de asombro y de humildad que todos compartimos. Tal vez por eso, y desde siempre, la curiosidad ha hecho que el ser humano elevara sus ojos hacia el cielo y a que buscara respuestas ante tan grandioso espectáculo.
Pero si bien somos pequeños ante la enormidad del cosmos, también es cierto que el ingenio humano ha podido llegar a desentrañar, al menos en parte, algunos detalles de ese gran misterio, y ahora tenemos una idea bastante buena de lo que significan esos pequeños puntos luminosos que nos observan desde la distancia.
Sin embargo, muchas veces la búsqueda de conocimiento es peligrosa, y el estudio de esas hermosas luminarias no se ha librado de conflictos ni censuras, por asombroso que pueda parecer eso para nuestra civilización occidental actual.
De hecho, la hipótesis primera y más importante sobre su naturaleza causó una dolorosa muerte a quien la enunció. En 1600 Giordano Bruno fue quemado en la hoguera como hereje por haber osado declarar (entre otras cosas) que “las estrellas eran soles y que el sol era una estrella”.
Pero, una estrella es una estrella, ¿o no? Bueno, la cosa no es tan simple, y hay muchos tipos diferentes de ellas, desde las diminutas enanas marrones hasta las gigantes rojas, e incluso muchas clases más extrañas aún, como las estrellas de neutrones, por ejemplo.
Demos un vistazo a los diferentes tipos estelares que conocemos teniendo en cuenta desde el principio, sin embargo, que ellos dependen principalmente de la edad y del tamaño que tenía la estrella al nacer.
Protoestrellas
Pero si bien somos pequeños ante la enormidad del cosmos, también es cierto que el ingenio humano ha podido llegar a desentrañar, al menos en parte, algunos detalles de ese gran misterio, y ahora tenemos una idea bastante buena de lo que significan esos pequeños puntos luminosos que nos observan desde la distancia.
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”Las estrellas son soles, y el Sol es una estrella” Giordano Bruno (1547-1600) © NASA |
De hecho, la hipótesis primera y más importante sobre su naturaleza causó una dolorosa muerte a quien la enunció. En 1600 Giordano Bruno fue quemado en la hoguera como hereje por haber osado declarar (entre otras cosas) que “las estrellas eran soles y que el sol era una estrella”.
Pero, una estrella es una estrella, ¿o no? Bueno, la cosa no es tan simple, y hay muchos tipos diferentes de ellas, desde las diminutas enanas marrones hasta las gigantes rojas, e incluso muchas clases más extrañas aún, como las estrellas de neutrones, por ejemplo.
Demos un vistazo a los diferentes tipos estelares que conocemos teniendo en cuenta desde el principio, sin embargo, que ellos dependen principalmente de la edad y del tamaño que tenía la estrella al nacer.
Protoestrellas
Una protoestrella es lo que tenemos antes de que se forme, propiamente hablando, una estrella. Es una colección de gas (principalmente hidrógeno, con algo de helio y otros gases) y polvo estelar que ha colapsado por su propia gravedad a partir de una gigantesca nube molecular. Esta fase de la evolución estelar dura aproximadamente unos 100 000 años, a lo largo de los cuales la gravedad y la presión van aumentando en su centro. Durante este período, toda la energía liberada por la estrella proviene del calor generado por el colapso gravitatorio. Todavía no han comenzado las reacciones de fusión nuclear que la convertirán en una verdadera estrella.
Enanas marrones
Enanas marrones
Algunas nubes moleculares son demasiado pequeñas como para formar una estrella verdadera, y su masa es siempre inferior a 0,08 masa solares (u 80 masas Júpiter). Aunque se concentran en un objeto cuasi-estelar, la energía gravitatoria de su poca masa no es suficiente como para generar el calor necesario para “encender” el horno nuclear de su interior. Estas “estrellas fallidas” emitirán únicamente la energía producida por su temperatura de compresión, y se irán enfriando lentamente.
Estrellas T Tauri
Estrellas T Tauri
Esta fase de la formación y evolución estelar ocurre justo antes de que el objeto se convierta en una estrella de la secuencia principal ( es decir, la franja más poblada de un diagrama que muestra los diferentes tipos de estrellas organizadas según su color y luminosidad).
La protoestrella se mantiene unida por la gravedad, que es toda la fuente de su energía, y todavía no ha adquirido en su núcleo la presión y el calor necesarios para iniciar la fusión nuclear, pero se parecen a las estrellas de la secuencia principal porque alcanzan la misma temperatura superficial aunque son más luminosas porque todavía son más grandes.
Pueden mostrar grandes zonas de “manchas solares”, y emiten fuertes llamaradas de rayos-X y un poderoso viento estelar (flujos de partículas que surgen de las estrellas). La fase T Tauri de una estrella dura aproximadamente unos 100 millones de años.
Así fue como nació nuestro sol, hace unos cinco mil millones de años.
Estrellas de la secuencia principal
La protoestrella se mantiene unida por la gravedad, que es toda la fuente de su energía, y todavía no ha adquirido en su núcleo la presión y el calor necesarios para iniciar la fusión nuclear, pero se parecen a las estrellas de la secuencia principal porque alcanzan la misma temperatura superficial aunque son más luminosas porque todavía son más grandes.
Pueden mostrar grandes zonas de “manchas solares”, y emiten fuertes llamaradas de rayos-X y un poderoso viento estelar (flujos de partículas que surgen de las estrellas). La fase T Tauri de una estrella dura aproximadamente unos 100 millones de años.
Así fue como nació nuestro sol, hace unos cinco mil millones de años.
Estrellas de la secuencia principal
La mayoría de las estrellas del universo se encuentran en la secuencia principal, y en ella pasan la mayor parte de sus vidas. Nuestro sol es una de ellas, y también lo son algunas de nuestras vecinas más cercanas, como Sirio o Alfa del Centauro. Pueden variar en tamaño, masa y luminosidad, pero todas están haciendo lo mismo: convertir, por medio de la fusión, el hidrógeno de sus núcleos en helio, liberando en el proceso enormes cantidades de energía. Como vemos en el diagrama, su color depende de su temperatura, y van desde el rojo (las más frías) hasta el blanco azulado (las más calientes), pasando por los tonos intermedios como el amarillo (el de nuestro sol, por ejemplo).
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El diagrama Hertzsprung-Russell (H-R) nos muestra al conjunto de estrellas distribuidas según su temperatura y su luminosidad. Nuestro Sol es una enana amarilla tipo G5 ubicada aproximadamente en el medio de la secuencia principal (la región en que las estrellas pasan la mayor parte de su vida consumiendo el hidrógeno que alimenta los procesos de fusión en el interior de su núcleo). © blogodisea.com |
Las estrellas de la secuencia principal se encuentran en un estado denominado “equilibrio hidrostático”, es decir que la gravedad está empujando a la estrella hacia adentro, y la presión de la luz proveniente de sus reacciones nucleares de fusión la están empujando hacia fuera. Ambas fuerzas se balancean y se cancelan una a la otra, manteniendo a la estrella en una forma esférica.
El tamaño de estas estrellas depende de su masa, que es la que define a la cantidad de gravedad que las empuja hacia el interior. A la vez, esa masa es superior a la de 0,08 masas solares (80 masas Júpiter) que es la mínima necesaria para iniciar la fusión del hidrógeno en su núcleo.
Teóricamente, pueden llegar a tener hasta 100 veces la masa del sol, y en general observamos que las más abundantes son las más pequeñas, mientras que cuanto más masa tienen son menos comunes. Algo parecido sucede con su lapso vital: las más pequeñas viven más tiempo dentro de la secuencia principal, pero cuanto más grandes son más rápidamente “queman” sus vidas.
Enanas rojas
Enanas blancas
Polvo de estrellas
El tamaño de estas estrellas depende de su masa, que es la que define a la cantidad de gravedad que las empuja hacia el interior. A la vez, esa masa es superior a la de 0,08 masas solares (80 masas Júpiter) que es la mínima necesaria para iniciar la fusión del hidrógeno en su núcleo.
Teóricamente, pueden llegar a tener hasta 100 veces la masa del sol, y en general observamos que las más abundantes son las más pequeñas, mientras que cuanto más masa tienen son menos comunes. Algo parecido sucede con su lapso vital: las más pequeñas viven más tiempo dentro de la secuencia principal, pero cuanto más grandes son más rápidamente “queman” sus vidas.
Enanas rojas
Las enanas rojas componen la clase más común de estrellas en el universo. Son estrellas de la secuencia principal, como nuestro sol, pero mucho más frías y más pequeñas (por eso se las ubica en el extremo inferior derecho del diagrama H-R). Al ser más pequeñas, la presión en su núcleo es menor y el combustible nuclear (hidrógeno) se quema más lentamente. De hecho, el consumo es tan lento que pude durar hasta varios millones de millones de años en las más pequeñas. Sus masas pueden variar desde 0,075 masas solares hasta 0,5 masas solares.
Gigantes rojas
Gigantes rojas
Cuando una estrella ha consumido el hidrógeno de su núcleo (transformándolo en helio), la fusión cesa y deja de generarse la presión hacia el exterior, por lo que comienza a colapsar. La capa de hidrógeno “no encendido” que rodeaba al núcleo alcanza entonces la presión y el calor necesarios como para iniciar su propia fusión, pero eso hace que la estrella aumente dramáticamente su tamaño: se ha convertido en una gigante roja.
Entonces, puede llegar a ser unas 100 veces más grande que cuando estaba en la secuencia principal, y como su superficie ha aumentado tanto mientras que la energía generada es menor, la temperatura superficial es menor, y la estrella “enrojece”. Como dijimos antes, el color es un buen indicador de la temperatura de cualquier cuerpo (metal, gas incandescente en una llama, una estrella, etc.): cuanto más frío, más rojo, y cuanto más caliente, más azul.
Cuando el hidrógeno de esa segunda capa se ha consumido, otras capas de elementos más pesados como el helio y otros (que son a la vez y en su mayor parte producto de la fusión del hidrógeno), pueden iniciar a su vez sus reacciones de fusión en períodos sucesivos de compresión y calentamiento. Estas “pulsaciones” van liberando durante el proceso las capas más exteriores de la estrella. Estas capas se irán alejando lentamente de la estrella hasta desaparecer en el espacio, pero mientras tanto podrán verse como una nube que la rodea formando una “nebulosa planetaria”.
La fase de gigante roja dura apenas unos pocos cientos de millones de años antes de que haya consumido completamente todo el combustible apto para la fusión que posea. Cuando este se acabe definitivamente, se convertirá en una enana blanca.
Ese será el fin de nuestro sol, unos cinco mil millones de años en el futuro.
Entonces, puede llegar a ser unas 100 veces más grande que cuando estaba en la secuencia principal, y como su superficie ha aumentado tanto mientras que la energía generada es menor, la temperatura superficial es menor, y la estrella “enrojece”. Como dijimos antes, el color es un buen indicador de la temperatura de cualquier cuerpo (metal, gas incandescente en una llama, una estrella, etc.): cuanto más frío, más rojo, y cuanto más caliente, más azul.
Cuando el hidrógeno de esa segunda capa se ha consumido, otras capas de elementos más pesados como el helio y otros (que son a la vez y en su mayor parte producto de la fusión del hidrógeno), pueden iniciar a su vez sus reacciones de fusión en períodos sucesivos de compresión y calentamiento. Estas “pulsaciones” van liberando durante el proceso las capas más exteriores de la estrella. Estas capas se irán alejando lentamente de la estrella hasta desaparecer en el espacio, pero mientras tanto podrán verse como una nube que la rodea formando una “nebulosa planetaria”.
La fase de gigante roja dura apenas unos pocos cientos de millones de años antes de que haya consumido completamente todo el combustible apto para la fusión que posea. Cuando este se acabe definitivamente, se convertirá en una enana blanca.
Ese será el fin de nuestro sol, unos cinco mil millones de años en el futuro.
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El destino de las estrellas queda marcado al nacer, principalmente, por su masa inicial. Así, una estrella del tamaño de nuestro sol vivirá unos diez mil millones de años hasta convertirse en enana blanca, mientras que una estrella muy masiva, con una masa de varias decenas de soles, vivirá solamente diez o veinte millones de años, para sucumbir finalmente en una espectacular explosión supernova. © TiempoSidéreo |
Enanas blancas
En su gran mayoría, cuando las estrellas de la secuencia principal han agotado el combustible nuclear que guardaban, se convierten en enanas blancas. La presión hacia el exterior de la reacción de fusión se detiene y la estrella colapsa bajo su propia fuerza gravitatoria. Ahora, lo único que detendrá esa “caída” es la fuerza de las capas de electrones de sus átomos, que quedan así enormemente comprimidos. Su tamaño final será, aproximadamente, igual a la de nuestro planeta, es decir que la enorme masa de todo un sol quedará encerrada en una esfera del tamaño de la Tierra.
Ahora, la estrella brillará no por la fusión nuclear, sino por el calor generado por la compresión gravitatoria. Su temperatura superficial será muy grande, de hasta más de 100 000 grados centígrados, y por lo consiguiente su color será blanco.
Lentamente, se irá enfriando hasta que alcance la temperatura de fondo del universo, y se convertirá en una enana negra. Pero el proceso es muy largo, y durará tal vez cientos de miles de millones de años, de modo que ninguna enana blanca que se haya formado hasta ahora habrá llegado a ese punto; se calcula que nuestro universo tiene apenas unos trece mil quinientos millones de años de edad.
Estrellas de neutrones
Ahora, la estrella brillará no por la fusión nuclear, sino por el calor generado por la compresión gravitatoria. Su temperatura superficial será muy grande, de hasta más de 100 000 grados centígrados, y por lo consiguiente su color será blanco.
Lentamente, se irá enfriando hasta que alcance la temperatura de fondo del universo, y se convertirá en una enana negra. Pero el proceso es muy largo, y durará tal vez cientos de miles de millones de años, de modo que ninguna enana blanca que se haya formado hasta ahora habrá llegado a ese punto; se calcula que nuestro universo tiene apenas unos trece mil quinientos millones de años de edad.
Estrellas de neutrones
Si una estrella tiene entre 1,35 y 2,1 masas solares, cuando se acaba su combustible nuclear no se transforma en una enana blanca, sino que el colapso gravitatorio provocará una gigantesca explosión, una supernova, en la se eyectará la mayor parte de su masa. El núcleo que queda, súper comprimido, se convertirá en una estrella de neutrones. Los electrones y protones de sus átomos se fusionan y se convierten en neutrones fuertemente compactados.
Ahora, tendremos toda la masa de un sol en una esfera de apenas unos 10 o 15 kilómetros de diámetro. Su temperatura superficial es muy alta, pero al ser tan pequeños son muy difíciles de observar, y se hacen notar principalmente por los chorros de energía que surgen de sus zonas polares, producto de su rotación extremadamente rápida (que al nacer puede ser de apenas unos milisegundos de duración pero que se va prolongando al envejecer).
Agujeros negros
Ahora, tendremos toda la masa de un sol en una esfera de apenas unos 10 o 15 kilómetros de diámetro. Su temperatura superficial es muy alta, pero al ser tan pequeños son muy difíciles de observar, y se hacen notar principalmente por los chorros de energía que surgen de sus zonas polares, producto de su rotación extremadamente rápida (que al nacer puede ser de apenas unos milisegundos de duración pero que se va prolongando al envejecer).
Agujeros negros
Las estrellas más grandes y más masivas no pueden liberarse de suficiente material durante su fase de gigante roja, y si al consumir su combustible la masa remanente supera las 2,1 masas solares, entonces el proceso de colapso no será detenido ni siquiera por la fuerza de sus neutrones unidos.
Después de la explosión supernova, el corazón de la estrella se compactará tanto que la materia simplemente desaparecerá del universo, y quedará únicamente un agujero negro, algo tan denso y con tanta fuerza gravitatoria en su “superficie” que ni siquiera la luz podrá escapar de él. En realidad nunca veremos esa superficie; la esfera que encierra al agujero se llama “horizonte de eventos”. Nada que caiga dentro de él podrá salir, y su diámetro será de unos tres kilómetros. De hecho, lo único que nos indicará su presencia será su fuerza de gravedad, que se hará sentir en todo lo que se acerque demasiado a él arriesgándose a ser engullido y desaparecer también de nuestro universo normal.
Súper-gigantes
Después de la explosión supernova, el corazón de la estrella se compactará tanto que la materia simplemente desaparecerá del universo, y quedará únicamente un agujero negro, algo tan denso y con tanta fuerza gravitatoria en su “superficie” que ni siquiera la luz podrá escapar de él. En realidad nunca veremos esa superficie; la esfera que encierra al agujero se llama “horizonte de eventos”. Nada que caiga dentro de él podrá salir, y su diámetro será de unos tres kilómetros. De hecho, lo único que nos indicará su presencia será su fuerza de gravedad, que se hará sentir en todo lo que se acerque demasiado a él arriesgándose a ser engullido y desaparecer también de nuestro universo normal.
Súper-gigantes
Las estrellas más grandes del universo son las súper-gigantes, monstruos con hasta docenas de veces la masa del sol. Al ser tan grandes, también consumen furiosamente su combustible nuclear, el que solamente les dura unos pocos millones de años. Viven rápidamente y mueren jóvenes, detonando también como supernovas que se desintegran casi totalmente al estallar.
Tras la explosión final, lo que quede de sus núcleo (si es que queda algo) subsistirá como estrella de neutrones o como un agujero negro. El resto de su materia se diseminará por todo el espacio y tal vez se agregue al material de una nueva nube estelar que quizás, en un futuro más o menos lejano, volverá a condensarse en una nueva protoestrella.
Y el ciclo comenzará otra vez.
Tras la explosión final, lo que quede de sus núcleo (si es que queda algo) subsistirá como estrella de neutrones o como un agujero negro. El resto de su materia se diseminará por todo el espacio y tal vez se agregue al material de una nueva nube estelar que quizás, en un futuro más o menos lejano, volverá a condensarse en una nueva protoestrella.
Y el ciclo comenzará otra vez.
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Fases evolutivas de una estrella como nuestro Sol y sus diferentes ubicaciones en un diagrama H-R: 1) Nube molecular, 2) Protoestrella, 3) Secuencia principal, 4) Gigante roja, 5) Enana blanca. © wmich.edu |
Polvo de estrellas
Las primeras estrellas de nuestro universo se formaron hace unos 13 500 millones de años a partir de nubes estelares compuestas casi exclusivamente del hidrógeno primigenio creado en los primeros momentos que siguieron al Big Bang.
A lo largo de su vida y a través del proceso de fusión de sus núclos, esas estrellas fueron generando elementos más pesados que se iban acumulando en su interior. Esos elementos pesados también se fueron fusionando hasta llegar a formar átomos de hierro, momento en el cual ese proceso deja de ser autosostenible y la fusión cesa. Finalmente, esas estrellas también murieron como gigantes rojas o en explosiones supernova.
El material que se había acumulado en su interior se diseminó por todo el espacio, y también se le agregó una gran cantidad de elementos más pesados que el hierro que se formaron por la presión y calor generados durante la explosión supernova.
Pasado el tiempo todo ese material, sumado al hidrógeno que seguía existiendo en el cosmos, volvió a concentrarse en nubes estelares que continuó en el proceso de formación de estrellas, ahora de segunda generación.
Esa serie de ciclos ha continuado desde entonces. Y así fue como hace cinco mil millones de años se formó nuestro sol, y junto a él y utilizando el mismo material reciclado, también nació nuestro sistema solar, con sus planetas y sus lunas.
En al menos uno de esos planetas, nuestra Tierra, parte de ese material se combinó de una forma especial para crear la vida, de la cual nosotros mismos formamos parte.
Por lo tanto, prácticamente todo lo que compone nuestros cuerpos y todo lo que vemos a nuestro alrededor se formó, hace miles de millones de años, en el corazón de un astro que murió, muy probablemente, en una espectacular explosión supernova.
Somos, literalmente hablando, polvo de estrellas.
Comentarios finales
A lo largo de su vida y a través del proceso de fusión de sus núclos, esas estrellas fueron generando elementos más pesados que se iban acumulando en su interior. Esos elementos pesados también se fueron fusionando hasta llegar a formar átomos de hierro, momento en el cual ese proceso deja de ser autosostenible y la fusión cesa. Finalmente, esas estrellas también murieron como gigantes rojas o en explosiones supernova.
El material que se había acumulado en su interior se diseminó por todo el espacio, y también se le agregó una gran cantidad de elementos más pesados que el hierro que se formaron por la presión y calor generados durante la explosión supernova.
Pasado el tiempo todo ese material, sumado al hidrógeno que seguía existiendo en el cosmos, volvió a concentrarse en nubes estelares que continuó en el proceso de formación de estrellas, ahora de segunda generación.
Esa serie de ciclos ha continuado desde entonces. Y así fue como hace cinco mil millones de años se formó nuestro sol, y junto a él y utilizando el mismo material reciclado, también nació nuestro sistema solar, con sus planetas y sus lunas.
En al menos uno de esos planetas, nuestra Tierra, parte de ese material se combinó de una forma especial para crear la vida, de la cual nosotros mismos formamos parte.
Por lo tanto, prácticamente todo lo que compone nuestros cuerpos y todo lo que vemos a nuestro alrededor se formó, hace miles de millones de años, en el corazón de un astro que murió, muy probablemente, en una espectacular explosión supernova.
Somos, literalmente hablando, polvo de estrellas.
Comentarios finales
Este ha sido apenas un relato sencillo y sucinto sobre los astros que podemos ver en el cielo de cada noche pero queda, por supuesto, muchísimo más para conocer. Nombres tan sonoros y atractivos como Cefeidas variables, glóbulos de Bock, objetos Herbig-Haro y estrellas Wolf-Rayet, entre otros, pueden incitarte, amigo lector, a conocer algo más sobre este asunto.
También podrán interesarte, quizás, algunas cosillas que escribí sobre nuestro sistema solar en un artículo al que denominé, como no podía ser de otra manera, “El sistema solar, ordenado”. Los comentarios serán bien recibidos.
Por supuesto, si buscas un poco en la red encontrarás datos muchos más específicos y detallados sobre las estrellas y sus maravillas, por lo que a continuación te ofrezco unos pocos enlaces en nuestro idioma para que te sirvan de incentivo:
- Enanas blancas
- Estrellas de neutrones
- Los enigmáticos y fascinantes agujeros negros
- Glóbulos de Bok
- Estrellas de Wolf-Rayet
- Estrellas variables
- El diagrama de Hertzsprung-Russell
- El futuro del Sol
También podrán interesarte, quizás, algunas cosillas que escribí sobre nuestro sistema solar en un artículo al que denominé, como no podía ser de otra manera, “El sistema solar, ordenado”. Los comentarios serán bien recibidos.
Por supuesto, si buscas un poco en la red encontrarás datos muchos más específicos y detallados sobre las estrellas y sus maravillas, por lo que a continuación te ofrezco unos pocos enlaces en nuestro idioma para que te sirvan de incentivo:
- Enanas blancas
- Estrellas de neutrones
- Los enigmáticos y fascinantes agujeros negros
- Glóbulos de Bok
- Estrellas de Wolf-Rayet
- Estrellas variables
- El diagrama de Hertzsprung-Russell
- El futuro del Sol
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