Estrellas

Explicamos qué son las estrellas, sus características, cómo se forman, ciclo de vida, estructura y ejemplos de estrellas

¿Qué son las estrellas?

Las estrellas son objetos astronómicos compuestos de gas, principalmente hidrógeno y helio, y mantenidos en equilibrio gracias a la fuerza de gravedad, que tiende a comprimirlos, y la presión del gas, que los expande. 

En este proceso, una estrella produce inmensas cantidades de energía proveniente de su núcleo, donde existe un reactor de fusión que sintetiza helio y otros elementos a partir de hidrógeno.

En estas reacciones de fusión, la masa no se conserva totalmente, sino que una pequeña porción se convierte en energía. Y como la masa de una estrella es enorme, aun siendo de las más pequeñas, también lo es la cantidad de energía que desprende por segundo.

Características de las estrellas

– Masa. Muy variable, pudiendo llegar a ser desde una pequeña fracción de la masa del Sol hasta estrellas supermasivas, con masas varias veces la masa solar.

– Temperatura. También variable. En la fotosfera (superficie luminosa de la estrella), la temperatura está en el rango de los 50000-3000 K, mientras que en su centro llega a millones de Kelvin. 

– Color. Estrechamente relacionado con la temperatura y la masa. Cuanto más caliente es una estrella, más azul es su color y, por el contrario, cuanto más fría es, más tiende hacia el rojo. 

– Luminosidad. Depende de la potencia irradiada por la estrella, que no suele ser uniforme. Las estrellas más calientes y las de mayor tamaño son las más luminosas.

– Magnitud. Es el brillo aparente que tienen cuando son vistas desde la Tierra.

– Movimiento. Las estrellas tienen movimientos relativos respecto a su campo, así como movimiento de rotación.

– Edad. Pueden ser tan antiguas como el Universo —unos 13.800 millones de años— y tan jóvenes como de 1.000 millones de años.

¿Cómo se forman las estrellas?

Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio de enormes nubes de gas y polvo cósmico, cuya densidad experimenta continuas fluctuaciones. El material primordial de estas nubes es hidrógeno molecular y helio, y también trazas de todos los elementos conocidos en la Tierra.

El movimiento de las partículas que componen esta ingente cantidad de masa esparcida en el espacio es aleatorio. Pero de vez en cuando la densidad aumenta ligeramente en un punto, produciéndose una compresión.

La presión del gas tiende a deshacer esta compresión, pero la fuerza gravitacional, la que atrae a las moléculas para que se junten, es un poco mayor, porque las partículas están más cercanas y entonces contrarresta este efecto. 

Más aún, la gravedad se encarga de aumentar la masa todavía más. Y a medida que esto sucede, la temperatura aumenta paulatinamente. 

Ahora imaginemos este proceso de condensación a gran escala y con todo el tiempo disponible. La fuerza de gravedad es radial y la nube de materia así formada tendrá una simetría esférica. Se la denomina protoestrella.

Además, esta nube de materia no se encuentra estática, sino que entra en rápida rotación a medida que se contrae el material. 

Con el tiempo se formará un núcleo a altísima temperatura y enorme presión, que se convertirá en el reactor de fusión de la estrella. Para esto se necesita una masa crítica, pero cuando sucede, la estrella alcanza el equilibrio y así comienza, por decirlo de algún modo, su vida adulta.

• La masa y la evolución posterior de las estrellas. De la masa que tenga inicialmente, dependerá el tipo de reacciones que puedan producirse en el núcleo, y con ello la evolución posterior de la estrella. Para masas menores a 0.08 veces la masa del Sol (2 x 10^30 kg aproximadamente), no se formará la estrella, ya que el núcleo no se encenderá. El objeto así formado se enfriará poco a poco y la condensación se frenará, dando lugar a una enana marrón. Por otra parte, si la protoestrella es demasiado masiva, tampoco logrará el equilibrio necesario para convertirse en estrella, por lo que colapsará violentamente. La teoría de la formación estelar por colapso gravitatorio se debe al astrónomo y cosmólogo inglés James Jeans (1877-1946), quien también propuso la teoría del estado estacionario del Universo. Hoy en día, esta teoría, que sostiene que la materia se crea continuamente, ha sido descartada en favor de la teoría del Big Bang.

Ciclo de vida de las estrellas

Las estrellas se forman gracias a un proceso de condensación de una nebulosa hecha de gas y polvo cósmico. 

Este proceso toma su tiempo. Se calcula que sucede entre 10 y 15 millones de años, mientras la estrella adquiere su estabilidad final. Una vez que la presión del gas expansiva y la fuerza de gravedad compresora se equilibran, la estrella entra en lo que se denomina la secuencia principal.

De acuerdo a su masa, la estrella se ubica en alguna de las líneas del diagrama Hertzsprung-Russell o, abreviadamente, diagrama H-R. Este es un gráfico que muestra las distintas líneas de la evolución estelar, todas ellas dictadas por la masa de la estrella.

En este gráfico, las estrellas se ubican según su luminosidad en función de su temperatura efectiva, como se muestra a continuación:

• Líneas de evolución estelar. La secuencia principal es la región de forma aproximadamente diagonal que discurre por el centro del diagrama. Allí, en algún punto, entran las estrellas recién formadas, de acuerdo a su masa. Las estrellas más calientes, luminosas y masivas están en la parte superior y a la izquierda, mientras que las más frías y pequeñas se encuentran en la región inferior derecha. La masa es el parámetro que gobierna la evolución estelar, como se ha dicho varias veces. En efecto, las estrellas muy masivas agotan su combustible con rapidez, mientras que las frías y pequeñas, como las enanas rojas, lo administran con mayor parsimonia. Para un ser humano, las enanas rojas son prácticamente eternas. Ninguna enana roja, que se sepa, ha muerto todavía. Adyacentes a la secuencia principal están las estrellas que, por su evolución, se han trasladado a otras líneas. De esta forma, por encima están las estrellas gigantes y supergigantes, y por debajo las enanas blancas.

• Tipos espectrales. Lo que nos llega de las lejanas estrellas es su luz y de su análisis se obtiene muchísima información sobre la naturaleza de la estrella. En la parte inferior del diagrama H-R está una serie de letras que denotan los tipos espectrales más frecuentes: O  B  A  F  G  K  M. Las estrellas de mayor temperatura son O y las más frías son clase M. A su vez, cada una de estas categorías se divide en diez subtipos, diferenciándolos mediante un número del 0 al 9. Por ejemplo, F5, una estrella intermedia entre F0 y G0.  La clasificación de Morgan-Keenan añade al tipo espectral la luminosidad de la estrella, con números romanos del I al V. De esta forma, nuestro Sol es una estrella tipo G2V. Cabe destacar que, dada la gran variabilidad de las estrellas, hay otras clasificaciones para ellas. Cada clase espectral tiene un color aparente, según el diagrama H-R. Es el color aproximado que vería un observador sin instrumentos, o a lo sumo unos binoculares, en una noche muy oscura y nítida. A continuación, una breve descripción de sus características de acuerdo a los tipos espectrales clásicos:
  • Tipo O. Estrellas azules con tonalidades violetas. Se encuentran en el extremo superior izquierdo del diagrama H-R, es decir, tienen gran tamaño y luminosidad, así como elevadas temperaturas superficiales, entre 40.000 y 20.000 K. Ejemplos de este tipo de estrella son Alnitak A, del cinturón de la constelación de Orión, visible durante las noches del invierno septentrional, y Sigma Orionis en la misma constelación.

• • Tipo B. Son estrellas azules y con temperaturas superficiales comprendidas entre 20.000 y 10.000 K. Una estrella de este tipo fácilmente visible a simple vista es la gigante Rigel, que forma parte de un sistema estelar en la constelación de Orión.

• • Tipo A. Fáciles de ver a simple vista. Su color es blanco azulado, con temperaturas superficiales entre 10.000 y 7.000 K. Sirio A, una estrella binaria de la constelación del Can Mayor, es una estrella tipo A, así como Deneb, la estrella más brillante del Cisne.

• • Tipo F. Se ven blancas, tendiendo al amarillo. La temperatura superficial es aún menor que las del tipo anterior: entre 7000 y 6000 K. La estrella polar Polaris, de la constelación de la Osa Menor, pertenece a esta categoría, así como Canopus, la estrella más brillante de la constelación Carina, visible muy al sur del hemisferio norte durante el invierno septentrional.

• • Tipo G. Son amarillas y sus temperaturas están entre 6000 y 4800 K. Nuestro Sol entra en esta categoría.

• • Tipo K. El color que presentan es amarillo-anaranjado, por su menor rango de temperatura: 4800-3100 K (gigantes K0). Aldebarán en Tauro, visible durante el invierno del hemisferio norte, y Albireo de Cisne son buenos ejemplos de estrellas tipo K.

• • Tipo M. Las estrellas más frías de todas, presentando una coloración roja o rojo anaranjado. La temperatura  superficial está entre 3400 y 2000 K. En esta categoría entran las enanas rojas y también las gigantes y supergigantes rojas, como Próxima Centauri (enana roja) y Betelgeuse (gigante roja) de la constelación de Orión.

Estructura de las estrellas

En principio, no es fácil averiguar la estructura interna de una estrella, dado que la mayoría de ellas son objetos muy lejanos. 

Gracias al estudio del Sol, la estrella más cercana, sabemos que la mayoría de las estrellas se componen de capas gaseosas con simetría esférica, en cuyo centro existe un núcleo donde se lleva a cabo la fusión. Este ocupa más o menos un 15% del volumen total de la estrella.

Rodeando el núcleo, existe una capa a modo de manto o envoltura y, finalmente, está la atmósfera de la estrella, cuya superficie se considera su límite exterior. La naturaleza de estas capas se modifica con el tiempo y la evolución de la estrella. 

En algunos casos, llegado al punto donde el hidrógeno, su principal combustible nuclear, se va agotando, la estrella se hincha y luego expulsa sus capas más externas al espacio, formando lo que se conoce como nebulosa planetaria, en cuyo centro permanece el núcleo desnudo, que en adelante se conoce como enana blanca.

Es precisamente en la envoltura de la estrella donde se lleva a cabo el transporte de energía desde el núcleo hasta las capas exteriores. 

Tipos de estrellas

En la sección dedicada a los tipos espectrales se han mencionado muy generalmente los tipos de estrellas que se conocen actualmente. Esto en cuanto a las características descubiertas a través del análisis de su luz.

Pero a lo largo de su evolución, la mayoría de las estrellas se desplaza sobre la secuencia principal y también sale de ella, ubicándose en otras ramas. Solamente las estrellas enanas rojas permanecen en la secuencia principal toda su vida.

Hay otros tipos de estrellas que se mencionan con frecuencia, los cuales describimos brevemente:

• Estrellas enanas. Término usado para describir muy distintos tipos de estrellas, que por otra parte tienen en común su pequeño tamaño. Algunas estrellas se forman con muy baja masa, pero otras que nacieron con masa mucho mayor, en cambio, se convierten en enanas durante su vida. De hecho, las estrellas enanas son la clase de estrella más abundante en el Universo, así que vale la pena detenerse un poco en sus características:

• • Enanas marrones. Son protoestrellas cuya masa no fue suficiente como para iniciar el reactor nuclear que las impulsa a la secuencia principal. Se puede considerar que están a mitad de camino entre un  planeta gaseoso gigante como Júpiter y una estrella enana roja. Como carecen de una fuente de energía estable, su destino es enfriarse lentamente. Un ejemplo de enana marrón es Luhman 16 en la constelación de Vela. Pero esto no impide que los planetas las orbiten, ya que hasta el momento se han descubierto varios.

• • Enanas rojas. Su masa es pequeña, menor que la del Sol, pero su vida transcurre en la secuencia principal, pues gastan cuidadosamente su combustible. Por esto también son más frías, pero son el tipo de estrella que más abunda y también las más longevas de todas.

• • Enanas blancas. Es el remanente de una estrella que abandonó la secuencia principal al agotarse el combustible de su núcleo, hinchándose hasta convertirse en gigante roja. Después de esto, la estrella se despoja de sus capas más externas, reduciendo su tamaño y dejando solamente el núcleo, que es la enana blanca. La etapa de enana blanca es solamente una fase en la evolución de todas las estrellas que no son ni enanas rojas ni gigantes azules. Estas últimas, por ser tan masivas, tienden a finalizar su vida en explosiones colosales llamadas nova o supernova. La estrella IK Pegasi es un ejemplo de enana blanca, un destino que posiblemente le espere a nuestro Sol dentro de muchos millones de años.

• • Enanas azules. Son estrellas hipotéticas, es decir, su existencia no se ha comprobado aún. Pero se cree que las enanas rojas se transforman finalmente en enanas azules cuando agotan su combustible.

• • Enanas negras. Son antiguas enanas blancas que se han enfriado completamente y ya no emiten luz.

• • Enanas amarillas y naranjas. En ocasiones se suele llamar así a estrellas de masa comparable o menor a la del Sol, pero de mayor tamaño y temperatura que las enanas rojas.
• Estrellas de neutrones. Esta es la última etapa en la vida de una estrella supergigante, cuando ya agotó su combustible nuclear y sufre una explosión de supernova. Debido a la explosión, el núcleo de la estrella remanente se compacta increíblemente, hasta el punto de que los electrones y los protones se fusionan para convertirse en neutrones. Una estrella de neutrones es tan, pero tan densa, que puede contener hasta el doble de la masa solar en una esfera de unos 10 km de diámetro. Ya que su radio ha disminuido tanto, la conservación del momento angular exige una mayor velocidad de rotación. Debido a su tamaño, se las detecta por las intensas radiaciones que emiten en forma de haz que gira rápidamente junto a la estrella, conformando lo que se conoce como púlsar.

Ejemplos de estrellas

Si bien las estrellas tienen características en común, como los seres vivos, la variabilidad es enorme. Como se ha visto, hay estrellas gigantes y supergigantes, enanas, de neutrones, variables, de gran masa, de enorme tamaño, más cercanas y más distantes:

• Sirio. La estrella más brillante en el cielo nocturno es Sirio, en la constelación del Can Mayor.

• Próxima Centauri es la estrella más cercana al Sol.
• R136a1. Ser la estrella más brillante no significa ser la más luminosa, porque la distancia cuenta mucho. La estrella más luminosa que se conoce es también la más masiva: R136a1, perteneciente a la Gran Nube de Magallanes. Su masa es 265 veces la masa del Sol.
• UY Scuti. No siempre la estrella con mayor masa tiene el mayor tamaño. La estrella más grande hasta la fecha es UY Scuti, en la constelación del Escudo. Su radio es aproximadamente 1.708 veces más grande que el del Sol (el radio del Sol es 6.96 x 10^8 metros).
• S5-HVS1. La estrella más rápida hasta ahora había sido US 708, que se mueve a 1.200 km/s, pero recientemente se descubrió otra que la supera: S5-HVS1, de la constelación de la Grulla, con una velocidad de 1.700 km/s. Se cree que el responsable es el agujero negro supermasivo Sagitario A, en el centro de la Vía Láctea.

Referencias

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2nd. Edition. Pearson. 
2. Jaschek, C. Astrofísica. Publicado por la OEA.
3. Oster, L. Astronomía Moderna. Editorial Reverté.
4. Clasificación Estelar. Recuperado de es.wikipedia.org.
5. Estrella. Recuperado de es.wikipedia.org.