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Las estrellas del Universo son cuerpos de enormes masas similares al Sol, que giran a bajas velocidades, por lo que tienen una simetría casi esférica.
En la imagen de portada, se puede ver la antigua explosión de una enana blanca. Crédito: web “newatlas.com”
Las estrellas del Universo que brillan en el cielo
Las estrellas no son cuerpos rocosos, sino que están compuestas básicamente de hidrógeno y helio (99%), como descubrió la astrónoma británica Cecilia Payne a principios del siglo XX.
Mucho de lo que sabemos ahora sobre las estrellas, se debe al trabajo minucioso y abnegado de algunas mujeres inteligentes. Algunas de ellas son muy conocidas:
Cecilia Payne, Annie Cannon, Henrietta Leavitt y Williamina Fleming
Las estrellas son cuerpos de enormes masas
En comparación con la masa del Sol, las estrellas más pequeñas tienen alrededor de 1/12 de la masa solar, se llaman enanas marrones; las estrellas más grandes, tienen entre 120 y 200 veces la masa del Sol.
Muchas estrellas, incluido el Sol, giran a baja velocidad, por lo que tienen una simetría casi esférica. Otras estrellas de giro rápido, tienen su radio ecuatorial significativamente mayor que su radio polar.
Una alta velocidad de rotación, genera diferencias de temperatura en la superficie entre el ecuador y los polos.
La estrella Vega, por ejemplo, tiene una velocidad de rotación de 275 km/seg en el ecuador, lo que hace que los polos estén a una temperatura superior a los 10.000 grados Kelvin y el ecuador a una temperatura de 7.900 grados Kelvin.
¿Cómo se forman las estrellas?
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares presentes en las nebulosas.
Debido a la fuerza gravitacional, las nubes de moléculas de hidrógeno comienzan a concentrarse, haciendo que su densidad aumente progresivamente.
El colapso gravitacional cada vez más intenso de las moléculas de hidrógeno, provoca fusiones de estas moléculas y reacciones nucleares expansivas, que equilibran la fuerza gravitacional.
Normalmente, las estrellas comienzan su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio, junto con pequeñas trazas de otros elementos.
Se estima que, a partir de que la masa de este núcleo sea 1/12 de la masa del Sol, la temperatura es suficiente para encender el horno nuclear.
Cuando una estrella colapsa
Si la masa de la estrella fuera superior a 200 masas solares, la presión de la fusión del núcleo haría que la estrella explotara violentamente.
El equilibrio entre ambas fuerzas hace que las estrellas que vemos en el cielo sean como las conocemos.
La estrella morirá cuando se agote el hidrógeno de su núcleo, lo que hará que la gravedad ya no tenga nada para evitar el colapso de la estrella.
¿Cuáles son las partes de una estrella?
Una estrella típica se divide en: núcleo, zona de radiación, zona de convección y atmósfera.
- En el núcleo tienen lugar las reacciones nucleares que generan su energía.
- Las zonas de radiación y convección transportan esta energía a la superficie.
- La atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única visible.
La atmósfera es la zona más fría de la estrella, y en ella tienen lugar los fenómenos de expulsión de materia.
En ella se distinguen: la cromosfera, la fotosfera y la corona solar.
La corona solar es una capa muy fina de la atmósfera, formada por partículas ionizadas que, al ser aceleradas por el campo magnético de la estrella, adquieren altas velocidades que aumentan su temperatura hasta un millón de grados.
En algunas estrellas no masivas, los movimientos de convección penetran mucho en el interior, mezclando el material procesado con el original.
Entonces se puede ver, incluso en la superficie, parte de ese material procesado. La estrella presenta, en estos casos, una composición superficial con más metales.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido de elementos pesados en detrimento del hidrógeno inicial.
Las estrellas disipan enormes cantidades de energía en el espacio, en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.
Debido a esta increíble energía, las estrellas brillan y las podemos observar en el cielo nocturno como puntos de luz.
¿Por qué las estrellas producen una luminosidad tan intensa?
La luminosidad de las estrellas tiene un rango muy amplio, que va desde 0,001 hasta 3,000,000 veces la luminosidad del Sol.
¿Cuál es la fuente de la enorme energía que alimenta las estrellas y que produce esta increíblemente intensa luminosidad?
La contracción gravitacional es una fuente de energía muy grande, pero no es suficiente para explicar la producción de calor durante miles de millones de años.
En la década de 1920, Sir Arthur Eddington atribuyó la producción de energía a reacciones nucleares.
En 1938, Hans Bethe profundizó en esta teoría, estudiando el mecanismo detallado de las reacciones de fusión nuclear, capaces de mantener la estructura interna de una estrella.
Su teoría es válida para estrellas de masa intermedia o alta y se llama ciclo de Bethe.
¿Cuándo se formaron las estrellas?
La mayoría de las estrellas tienen entre mil y diez mil millones de años; algunas estrellas son aún más antiguas. La estrella más antigua observada, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13.200 millones de años.
El Sol se formó como una estrella hace 4.500 millones de años.
La evolución de una estrella depende de su masa. Las estrellas pierden masa continuamente, y en las últimas fases de su vida la pierden mucho más intensamente y pueden terminar con una masa final mucho menor que la original.
Cuando la masa disminuye a un cierto nivel, y la estrella no fusiona material, entrará en un proceso degenerativo que hará que colapse sobre sí misma debido a la gravedad.
La nebulosa NGC 2440 resultó de la explosión de una estrella similar al Sol.
Ha expulsado sus capas externas que ahora forman un capullo alrededor del núcleo estelar. El material brilla debido a la luz ultravioleta que proviene de la estrella primitiva.
El punto blanco cerca del centro es una enana blanca y era el núcleo de la estrella.
Dependiendo de su masa, la estrella puede convertirse en una enana blanca, una estrella de neutrones, un agujero negro o explotar y transformarse en una supernova.
Cada año, el Sol pierde alrededor de 10 elevado a 20 gramos de materia, que es expulsados por el viento solar.
En las estrellas más masivas, esta pérdida es mayor desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol, acabará expulsando más del 90% de su masa en forma de viento estelar, y acabará su vida con menos de 10 masas solares.
La muerte de una estrella
Cuando la estrella muere, en la mayoría de los casos, se transforma en una nebulosa planetaria o una supernova, por lo que se expulsa aún más materia al espacio interestelar.
La materia expulsada incluye elementos pesados, producidos en la estrella, que luego formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.
Clases de estrellas
Las estrellas se clasifican en dos grandes grupos, según su riqueza en metales. Aquellas con mayor abundancia de metales se denominan población I; mientras que las estrellas pobres en metales, son parte de la población II.
Normalmente, la metalicidad está relacionada con la edad de la estrella. Las estrellas más jóvenes tienen elementos más pesados.
Otra clasificación estelar es la que ya hizo Hiparco de Nicea y transmitió Ptolomeo, en una obra llamada Almagest.
Este sistema clasifica las estrellas según la intensidad de su brillo aparente, visto desde la Tierra.
Hiparco estableció una escala de brillo de las estrellas. Los más brillantes se clasifican como de primera magnitud y las menos brillantes, los que son casi invisibles al ojo humano, son las de sexta magnitud.
La clasificación moderna se basa en el espectro de la luz detectada.
La clasificación denominada HD (de su autor, Henry Draper, Harvard) distingue las estrellas según su espectro de luz y su temperatura superficial.
Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura.
- Las estrellas de tipo W, O, B y A están muy calientes,
- Las de tipo M, L y T son considerablemente más frías.
- Las estrellas W y O son azules,
- Las estrellas con una temperatura superficial más baja (clases K, M, L o T) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
La clasificación basada en el catálogo del Observatorio Yerkes (realizado en 1943) se basa en la clase de luminosidad.
En la clasificación de Yerkes se distinguen las estrellas: supergigantes luminosas, supergigantes, gigantes luminosas, gigantes, subgigantes, enanas (incluido el Sol), subenanas y enanas blancas.
- Aproximadamente el 10% de todas las estrellas son enanas blancas;
- El 70% son estrellas de tipo M,
- El 10% son estrellas de tipo K,
- El 4% son estrellas de tipo G como el Sol.
- Sólo el 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F.
Las enanas marrones, proyectos de estrellas que quedaron a la mitad por su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide un censo adecuado.
Sistemas estelares binarios en las estrellas del Universo
Es común que dos, tres o más estrellas cercanas queden atrapadas juntas por sus fuerzas gravitacionales.
Aproximadamente el 90% de las estrellas muy masivas de la Vía Láctea, pertenecen a sistemas binarios.
Y sólo el 50% de las estrellas de baja masa, forman sistemas binarios.
La estrella más brillante de la constelación de Orión se llama Rigel y se encuentra en el supuesto pie izquierdo de la figura del cazador de Orión.
Se encuentra a unos 773 años luz de la Tierra y su brillo equivale a 40.000 veces el del Sol.
Rigel, una estrella supergigante de color blanco azulado, es en realidad un sistema triple, en el que la estrella principal está orbitada por dos compañeras: Rigel ß y Rigel C, que giran alrededor de Rigel A.
La estrella Castor, de la constelación de Géminis, es en realidad un sistema de 6 estrellas, sólo discernible con potentes telescopios.
La estrella B en la constelación de Unicornio, es un impresionante sistema de estrellas triples que forma un triángulo descubierto por William Herschell en 1781.
Sirio es la estrella más brillante del cielo. A su alrededor, orbita una estrella enana blanca llamada Sirio ß.
Se dice que el estudio de las estrellas binarias es clave para comprender la evolución estelar.
La Vía Láctea
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino que se encuentran agrupadas en galaxias que contienen cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría de ellas, en el estrecho plano galáctico.
Se conocen más de 100.000 galaxias. Una de ellas es la Vía Láctea, en uno de cuyos extremos se encuentra nuestro Sol.
Otras veces, las estrellas se agrupan en los llamados cúmulos estelares, que son grandes concentraciones que van desde decenas a cientos de miles de estrellas.
En la Vía Láctea hay cúmulos que contienen de cientos de miles a millones de estrellas. Tal es el caso del cluster denominado NGC 3603, del cluster Doradus en la Gran Nube de Magallanes.
La mayoría de las características de las estrellas se miden generalmente utilizando magnitudes solares como estándares. La masa del Sol es 1.9891 × 1030 kg. Las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviadas como Msol.
Las nebulosas son cunas de las estrellas del Universo
Estas hermosas imágenes se obtuvieron con el telescopio espacial Hubble.
Con el aspecto de una catedral gótica, las enérgicas estrellas del centro parecen explotar e iluminar todo el espacio cercano.
La nebulosa NGC 6357 es la cuna de nuevas estrellas e incluye al cúmulo abierto Pismis 24, que alberga varias estrellas masivas y es el hogar de la estrella Pismis 24-1, que fue catalogada como una de las estrellas más masivas conocidas (aproximadamente 300 masas solares).
Recientemente, se descubrió que Pismis 24-1 no es una sola estrella, sino que es al menos un sistema de seis estrellas. Esta estrella es el objeto más brillante que se ve en la imagen, justo encima del frente de gas.
