La vida y muerte de las estrellas
En este Post seguiremos la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte, hablando sobre los diversos caminos que puede seguir y las cosas que pueden ocurrirle durante su existencia.Este post tiene una continuacion( La vida de y muerte de las estrellas 2), se recomendia que no sea leido todo de una sola ves.

estrellas


¡Ven a desentrañar los secretos mejor guardados de estos objetos astronómicos!


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Nacimiento de una estrella


Hay estrellas naciendo en una miríada de lugares del Universo ahora mismo, mientras lees este artículo. Todas ellas se forman en el interior de nubes de hidrógeno molecular: zonas del Universo donde la densidad de átomos de hidrógeno es suficientemente grande como para que se asocien en gran número formando moléculas de H2; en algunos lugares tienen átomos de otros elementos, restos de estrellas muertas, como veremos más adelante. Algunas de ellas son pequeñas, otras son gigantescas, con la masa de diez millones de Soles:

nebulosas

NGC604, una nube gaseosa en la que se están formando estrellas, en la galaxia espiral M33, a unos 2,7 millones de años-luz de nosotros. La nube tiene unos 1.500 años-luz de tamaño.


Estas nubes de gas y polvo pueden permanecer de esa forma durante muchísimo tiempo, pero tarde o temprano suele haber algo que las vuelve inestables. Puede ser simplemente la casualidad que haga que la densidad en una zona de la nube sea mayor que en otras, puede ser la colisión con otra nube, o el recibir la onda de choque de una supernova…cualquier cosa que haga que, en una parte de la nube, haya una cantidad considerable de moléculas que estén más cerca unas de otras que en las demás.

En ese momento, la gravedad acerca a las moléculas alrededor del punto de mayor densidad. Por supuesto, esto hace que la atracción gravitatoria sobre otras moléculas de hidrógeno cercanas aumente, atrayéndolas hacia el centro. Poco a poco la nube, de ser más o menos homogénea, se va dividiendo en zonas mucho más densas separadas de regiones menos densas o casi vacías.

Gigante Roja
Los llamados “Pilares de la creación” en la Nebulosa del Águila, en una imagen del Hubble.


Pero, además, cuando las moléculas son atraídas hacia las zonas más densas, aceleran: según la región de la nube de gas se contrae, las partículas se acercan unas a otras y se mueven cada vez más rápido, es decir, la temperatura aumenta. La energía potencial gravitatoria se convierte en energía cinética de las moléculas – energía térmica. Por supuesto, aún es una temperatura muy baja comparada, por ejemplo, con la de la Tierra, pero aumenta continuamente.

Llega un momento en el que, dentro de la nube, hay pequeñas esferas de gas muy caliente, llamadas protoestrellas, que van haciéndose cada vez más pequeñas y más calientes según la gravedad va acercando a las moléculas de hidrógeno unas a otras. Este proceso es, dentro de la vida de una estrella, extraordinariamente rápido – en un abrir y cerrar de ojos de sólo 100.000 años, la bola de gas se habrá comprimido hasta el tamaño de una estrella.

Es difícil ver estas protoestrellas, porque aún no emiten luz visible y, además, suelen estar escondidas dentro de las enormes nubes de gas y polvo. De hecho, a veces es posible verlas no porque brillen sino por todo lo contrario: cuando tienen una gran cantidad de elementos más pesados que el hidrógeno (como silicatos, óxidos de carbono y helio) pueden verse como siluetas contra un fondo brillante. En ese caso, se llaman glóbulos de Bok, observados por primera vez por el astrónomo Bart Bok en los años 40:


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Glóbulos de Bok en IC2944.


Una vez que la protoestrella se va comprimiendo, pueden pasar tres cosas:


Si la masa de la protoestrella no es muy grande (menos de unas 13 veces la masa de Júpiter), cuando las moléculas del gas se han acercado todo lo posible la temperatura es menor que la necesaria para que se produzca la fusión de ningún isótopo del hidrógeno (menos de 1.000.000 K). En ese caso lo que se tiene no es una estrella, sino simplemente un gigante de gas: nunca llega a brillar con luz visible – la superficie está a menos de 1.000 K. Esto no quiere decir que la “estrella fallida” no emita radiación: sí la emite, pero al no disponer de una reacción nuclear que mantenga la temperatura, el objeto subestelar se enfría muy rápido según radia energía infrarroja.


Estas estrellas fallidas siguen enfriándose poco a poco y probablemente serán algunos de los objetos más viejos del Universo algún día, ya que no “mueren” como una estrella que se llega a formar. Aunque no se han formado igual, incluso nuestros grandes gigantes gaseosos, Júpiter, Saturno y Neptuno, emiten más radiación de la que reciben del Sol.

Sin embargo, si la nube gaseosa que se contrae es más grande (entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter), dispone de más energía potencial gravitatoria para calentarse. Según las moléculas se aprietan unas contra otras puede calentarse hasta un punto crítico: el millón de grados. A esa temperatura de 1.000.000 K se inicia la fusión del deuterio y la protoestrella “se enciende” nuclearmente: se convierte en una enana marrón. Por cierto, la distinción entre las enanas marrones y los grandes gigantes gaseosos no está demasiado clara, pero el hecho de que produzca (o haya producido alguna vez) la fusión del deuterio no es un mal criterio para distinguirlas de los gigantes de gas.

Pero estas enanas marrones no brillan mucho: aunque en el centro tengan un millón de grados, su superficie está a menos de 2.000 K, de modo que son de un color rojo profundo y emiten casi toda la radiación en el infrarrojo. Además, piensa que lo único que una enana marrón puede fusionar es deuterio (hidrógeno-2): no puede iniciar la fusión de protones (hidrógeno-1) porque para eso hacen falta unos 3.000.000 K, y la pequeña enana marrón nunca podrá alcanzar esa temperatura. De modo que, en unos cuantos millones de años, se le acaba el deuterio, pues no hay mucho comparado con hidrógeno-1…y a partir de entonces su brillo va disminuyendo. La enana marrón, al igual que los gigantes gaseosos anteriores, va convirtiéndose en un objeto más y más frío según radia energía, pero ahí siguen durante un tiempo enorme – nunca se encienden “de verdad”, de modo que nunca mueren.

Ahora bien, si la protoestrella es suficientemente grande (unas 80 veces la masa de Júpiter), la temperatura en el centro aumenta según se acercan las moléculas hasta que se “enciende” la fusión del hidrógeno – en ese momento ha nacido la estrella. En no demasiado tiempo, la presión hacia fuera de la radiación emitida por la fusión compensa la presión hacia dentro debida a la gravedad y la estrella se estabiliza. Su temperatura en la superficie, dependiendo de la masa de la protoestrella, puede ir desde poco más de 2.000 K hasta 50.000 K o incluso más en algún caso aislado.

tipos espectrales

Las Pléyades, a unos 440 años-luz de nosotros

Lo que se tiene entonces es una estrella de verdad: puede ser roja y no muy brillante, amarilla como nuestro Sol, o de un azul intenso para estrellas más grandes, pero brilla con luz visible y una belleza arrebatadora. A partir de entonces, la estrella recién nacida entra en lo que se denomina secuencia principal…pero hablaremos de eso en la siguiente parte.



Video sobre lo que acabamos de ver


link: http://www.youtube.com/watch?v=mFZI4YB-bwI
enanas marrones


Tipos espectrales


En esta parte del post vamos a ver qué ocurre a partir del momento en el que la estrella se “enciende” (inicia la fusión del hidrógeno), y además vamos a revisar una de las formas más comunes de clasificar estrellas.


Una vez que la temperatura en el núcleo de la estrella alcanza el valor adecuado, como dijimos anteriormente, empieza la fusión del hidrógeno. Aunque algunas estrellas tienen más hidrógeno y otras menos cuando empiezan a brillar, en todas ellas el hidrógeno es un porcentaje elevadísimo de su masa.


Hay diversas reacciones nucleares involucradas en la fusión del hidrógeno en el interior de las estrellas, pero el resultado fundamental es el siguiente: cuatro protones (núcleos de hidrógeno) se unen para formar un núcleo de helio (dos protones y dos neutrones), liberando dos positrones y dos neutrinos electrónicos (lo que convierte a dos protones en neutrones), además de una enorme cantidad de energía en forma de fotones.


Cuanto mayor es la masa de la estrella recién nacida, mayor es la temperatura en su núcleo y más rápido se produce esta reacción. Una estrella muy pequeña y relativamente fría consume su hidrógeno muy lentamente, de ahí que pueda seguir brillando (aunque débilmente) durante muchísimo tiempo; por otro lado, una estrella de enorme masa en cuanto nace empieza a consumimr su hidrógeno a un ritmo endiablado: brilla como un millón de Soles, pero en unos pocos millones de años ha consumido casi todo el hidrógeno.

De modo que, dependiendo de la masa de la nube de hidrógeno que dio lugar a la joven estrella, ésta tiene un color y luminosidad u otro. Existen muchas formas de clasificar las estrellas, pero la más común combina dos aspectos (el color y la luminosidad), y probablemente la has visto alguna vez. Por ejemplo, nuestro Sol es una estrella G2 V. Pero, ¿qué significa todo eso?

La primera parte de la clasificación de una estrella se denomina tipo espectral, y dice básicamente de qué color es la estrella. O, dicho de otra manera, a qué temperatura está su superficie. Piensa en lo siguiente: si calientas un clavo poco a poco, al principio no brilla, luego puedes verlo brillar de un color rojo oscuro que va volviéndose más brillante, anaranjado, amarillo, blanquecino e incluso azulado. La temperatura del clavo determina el color de la luz que emite – y lo mismo pasa con las estrellas.


Vamos a recorrer brevemente los tipos espectrales más comunes, de las estrellas más frías a las más calientes. Los tipos espectrales son letras, de modo que es una clasificación algo artificial y escalonada.

Con el tiempo se añadió un número del 0 al 9 para suavizar la clasificación:



Las estrellas del tipo L son muy frías: por debajo de 2.000 K. Si recuerdas el artículo anterior, las enanas marrones son estrellas de este tipo. Las estrellas de este tipo brillan con un color rojo oscuro (casi toda su energía se emite por debajo del visible, en el infrarrojo). Aunque no son realmente estrellas “en toda regla”, pues no producen la fusión del hidrógeno.

enanas blancas

Visión artística de una estrella de tipo L.

Por supuesto, no todas las estrellas tipo L son iguales: una que sea de tipo L9 es muy fría, mientras que una L5 es algo más caliente y una L0 es casi ya del siguiente tipo (el tipo M). Así funciona el sistema “suavizado” por los números.


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El siguiente tipo es el M, el más común del Universo. Son estrellas cuya superficie está entre 2.000 y 3.500 K, es decir, aún bastante frías (una tipo M9 estará a 2.000 K y una M0 a 3.500 K). Tres de cada cuatro estrellas pertenecen a este tipo espectral.

Estas estrellas rojas pueden ser de muchos tamaños. Por ejemplo, probablemente sabes que el sistema estelar más cercano al nuestro es Alfa Centauri (a poco más de 4 años-luz de nosotros). Bien, ese sistema consta de tres estrellas, una de las cuáles (Proxima Centauri) es una minúscula estrella de tipo M5 que tiene un radio que es la quinta parte del del Sol. Por cierto, ahora mismo Proxima Centauri está algo más cerca de nosotros que las otras dos estrellas, de modo que es la estrella más cercana a la Tierra después del Sol.

Por otro lado, la gigantesca Betelgeuse (a unos 427 años-luz de nosotros) es de tipo M2, pero tiene un radio que es más de seiscientas veces el de nuestro Sol. Aquí tienes una imagen de Betelgeuse tomada por el Hubble:


formacion de las estrellas

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El siguiente tipo es el K, el de las estrellas de color naranja cuya superficie está entre 3.500 y 5.000 K. Un 13% de las estrellas que podemos ver son de tipo K. Algunas de ellas, como Alfa Centauri B, son estrellas normales y corrientes, mientras que otras son gigantescas, como Arturo:

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Llegamos ahora al tipo espectral de nuestro Sol, el tipo G de estrellas amarillas-blanquecinas…que son menos comunes de lo que podrías pensar: sólo el 8% de las estrellas son de tipo G. Su temperatura superficial está entre 5.000 K y 6.000 K. Algunas de las más conocidas (además, por supuesto, del Sol) son Alfa Centauri A, Capella o Tau Ceti. Nuestro Sol, por cierto, es una estrella G2.


La vida y muerte de las estrellas
El Sol (a la izquierda) comparado con Tau Ceti (a la derecha)


Naturalmente, en muchas obras de ciencia-ficción se plantea la posibilidad de que exista vida parecida a la nuestra en estrellas de tipo G, puesto que son tan similares al Sol, pero dada la frecuencia de las estrellas tipo M, puede haber bastante más vida en sistemas estelares de ese tipo, aunque la cosa no está clara y hay opiniones para todos los gustos.

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Pasamos ahora a estrellas más calientes que el Sol. Las de tipo F son blancas y su superficie está entre 6.000 K y 7.500 K. Únicamente el 3% de las estrellas que vemos son de este tipo. La segunda estrella más brillante del cielo nocturno, Canopus, es de tipo F. Aquí puedes ver una magnífica fotografía de Canopus tomada desde la Estación Espacial Internacional:


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Pero hay estrellas aún más calientes: las de tipo A están entre 7.500 K y 10000 K y brillan con un color blanco azulado. Paradójicamente, a pesar de que sólo una de cada doscientas estrellas está tan caliente, las estrellas de tipo A son de las más conocidas desde hace milenios porque, al estar a una temperatura tan grande, suelen brillar mucho y son visibles a simple vista. Por ejemplo, Vega y Deneb son de tipo A. La estrella nocturna más brillante de todas, Sirio (más específicamente, Sirio A, porque es un sistema binario), también es de tipo A:

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¡Pero no hemos acabado aún! Las estrellas cuya superficie está entre 10.000 y 30.000 K son de tipo B. Brillan con un color azul intenso pero, al estar tan calientes, no suelen durar mucho tiempo. Hay poquísimas estrellas de este tipo, porque hace falta una gran densidad de hidrógeno para que se formen: sólo una de cada ochocientas estrellas es de tipo B. Sin embargo, suelen estar juntas formando grupos en las zonas en las que las nubes de gas que las formaron eran muy densas.


nebulosas

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Aunque parezca mentira, sigue habiendo estrellas más calientes (aunque pocas). Las de tipo O están entre 30.000 y 60.000 K y brillan, igual que las de tipo B, con color azul. De hecho, hay más radiación emitida en el ultravioleta que en el visible. Sólo una de cada tres millones de estrellas es de este tipo – fíjate en el salto respecto a las de tipo B. Es muy difícil que se den las condiciones para que se formen estas estrellas y, además, duran tan poco tiempo que casi todas las que se formaron en el pasado ya no están.

Gigante Roja

Como has podido comprobar, el código de letras es bastante arbitrario (en su origen tuvo que ver con las líneas espectrales del hidrógeno y otros elementos)


Aquí tienes una imagen en la que puedes ver el color que percibe el ojo humano de cada uno de los tipos espectrales. Los tamaños no tienen por qué ser así – como veremos más adelante, suele ocurrir que cuanto más caliente es la estrella, más grande es, pero ya hemos visto que Betelgeuse es de tipo M y sin embargo es gigantesca:



enana marron

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Clases de luminosidad


Hemos hablado ya de cómo se forma la joven estrella y de los tipos espectrales en los que puede encontrarse.
Ahora vamos a hablar acerca de cómo clasificar las estrellas no de acuerdo con su color (como hicimos en la entrada anterior) sino con su luminosidad (y, por lo tanto, su masa), en lo que se llama clases de luminosidad. ¿Preparado?


Imagina una estrella M5. Si recuerdas lo que leíste acerca de los tipos espectrales (que indicaban el color y, por lo tanto, la temperatura de la estrella) una estrella M5 es de color rojo y está relativamente fría. Sin embargo, no basta con esto para saber cómo es la estrella: ya en la entrada anterior dimos los ejemplos de dos estrellas tipo M, Próxima Centauri y Betelgeuse, una de las cuales es muy pequeña y la otra, si estuviera donde se encuentra nuestro Sol, englobaría a la Tierra en su interior. Hace falta algo más para identificar una estrella.

Ese algo se definió en los años 40, y se denomina clases de luminosidad. ¿Qué diferencia tienen Próxima Centauri y Betelgeuse? Que, a pesar de estar a la misma temperatura superficial, como la segunda es muchísimo más grande que la primera, brilla más. De modo que el tamaño de la estrella puede medirse por su magnitud absoluta, es decir, el brillo que tiene independientemente de cómo de lejos estés cuando la miras.

Esta clasificación utiliza números romanos para indicar la luminosidad de la estrella: una estrella de clase VII es una enana minúscula (por ejemplo, una enana blanca), mientras que una de clase I es una supergigante. Para suavizar los escalones (igual que en los tipos había un número) se utiliza una letra: a indica una luminosidad muy grande, ab más pequeña y b más pequeña aún. También se utilizan estas letras “extra” para señalar peculiaridades de la estrella, como el hecho de que tenga líneas de emisión o cosas parecidas.

Por si te lo estás preguntando, Próxima Centauri es una estrella de clase Ve (“e” por líneas de emisión), mientras que Betelgeuse es una Ib. Ahí está la diferencia entre ambas. Las clases de luminosidad, y por tanto los tamaños, junto los nombres que suelen recibir, son (de pequeño a grande):

Las estrellas VII son minúsculas. De hecho, esta clase no suele utilizarse mucho, por ser tan específica: suele decirse simplemente que se trata de una enana blanca y punto. ¿Recuerdas esta imagen de la entrada anterior, en la que se ve a Sirio A?

tipos espectrales
El sistema binario Sirio.


Fíjate detenidamente en la parte inferior izquierda de la imagen. Al lado de Sirio A, que es una estrella de clase V (como nuestro Sol) se encuentra un minúsculo puntito blanco, que no es otra cosa que Sirio B, una estrella de clase VII: una enana blanca.

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Las de clase VI se denominan subenanas, aunque esta clasificación tampoco suele usarse muy a menudo. Estas estrellas son sólo algo mayores que las enanas blancas, y una de las más conocidas es la estrella de Kapteyn (que se llama así en honor a su descubridor), que tiene un brillo unas 260 veces más tenue que nuestro Sol:


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Las estrellas de clase V es la de las denominadas enanas o de secuencia principal. El nombre es algo confuso: las estrellas “enanas” son mucho más comunes que las más grandes, de modo que puede decirse que son de tamaño “normal”. Nuestro Sol es una de ellas, como lo es Tau Ceti.


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Las estrellas IV se llaman subgigantes. Una de las más conocidas es Epsilon Reticuli, una subgigante naranja que ha abandonado ya la secuencia principal por haber consumido casi todo su hidrógeno. Esta estrella es interesante, además, porque tiene al menos un planeta (un gigante gaseoso mayor que Júpiter) que la orbita a una distancia similar a la de la Tierra alrededor del Sol. Se piensa que, en el pasado, las posibles lunas de ese planeta pueden haber tenido las condiciones adecuadas para la vida, pero al abandonar la estrella la secuencia principal e “hincharse” (como veremos en posteriores entradas de la serie), la temperatura a esa distancia se ha hecho demasiado grande para la vida que conocemos.


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Las llamadas gigantes son las estrellas de clase III. Estos astros tienen un brillo muchísimo mayor que el de nuestro Sol. Por ejemplo, Rho Persei, una gigante roja M4 IIIa (a veces aparece como M4 II). Algún día, el Sol se convertirá en una gigante de tipo III: su temperatura superficial descenderá según se hinche, pero la superficie será tan grande al aumentar de volumen que el brillo total aumentará mucho. Desgraciadamente, no podremos verlo desde la Tierra: para entonces, o bien hemos emigrado a otro sistema estelar o nos habremos achicharrado.


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Pero hay estrellas aún más brillantes: las de clase II se denominan gigantes brillantes. Para que te hagas una idea de la luminosidad de estos monstruos, la estrella de la imagen es Epsilon Canis Majoris, también conocida como Adhara, y brilla como veinte mil soles:

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Epsilon Canis Majoris (Adhara).


Además, Adhara es de clase espectral B2, es decir, está muy caliente. Este tamaño y temperatura hacen que esta estrella no vaya a durar mucho – está consumiendo su combustible de hidrógeno a un ritmo endiablado.


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Sin embargo, las hay aún más grandes y brillantes: las supergigantes de clase I. Una de las más conocidas es Mu Cephei, una supergigante roja que, si estuviera donde está el Sol, llegaría hasta la órbita de Saturno. ¡Podríamos meter mil millones de Soles dentro! Su brillo es unas cuarenta mil veces el de nuestra estrella.


formacion de las estrellas
Mu Cephei es la estrella rojiza en la parte superior izquierda.


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Puede parecer mentira, pero hay estrellas aún más brillantes que las supergigantes: son las de clase 0, denominadas hipergigantes. No tienen por qué tener más volumen que las supergigantes, pero brillan más porque tienen mayor masa. Las hipergigantes pueden brillar como millones de Soles.

Estos leviatanes estelares son muy inestables: su brillo suele variar debido a los cambios en su interior (a veces cataclísmicos), y además no suelen durar mucho tiempo debido a que necesitan consumir hidrógeno muy rápido para mantener el equilibrio hidrostático y no colapsarse y convertirse en supernovas.

Existen muy pocas hipergigantes: hasta hace muy poco sólo se conocían siete en nuestra galaxia. La más famosa, es Eta Carinae, que brilla como cinco millones de Soles:


protoestrellas

Eta Carinae y la Nebulosa del Homúnculo.
La vida y muerte de las estrellas
Podrías preguntarte, ¿es posible que existan estrellas aún más brillantes? Por lo que sabemos, no: existe un límite, denominado Límite de Eddington, de unas 120 masas solares, por encima del cual una estrella sería tan masiva y se “encendería” nuclearmente de forma tan violenta que expulsaría parte de su masa en forma de anillo a su alrededor, quedándose con una masa inferior a ese límite. Por otro lado, sí parece que hay alguna estrella en el Universo que sobrepasa el límite, de modo que nuestras teorías sobre formación estelar aún no están completas.


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La secuencia principal



Ahora hablaremos sobre la etapa más larga de la vida de una estrella: la secuencia principal, además de ver qué es (y por qué es importante) el diagrama de Hertzsprung-Russell.


Recordarás cómo el nacimiento de la estrella (ya sea una enana roja o una gigante azul) culminaba en el momento en el que la protoestrella se había comprimido y calentado lo suficiente como para iniciar, en su núcleo, la fusión del hidrógeno. Como dijimos en los dos artículos anteriores, el color y la luminosidad de la estrella dependían de su temperatura y su tamaño.

Bien, cuando los astrónomos empezaron a catalogar estrellas (observando propiedades como las anteriores), trataron de encontrar patrones que relacionaran estas propiedades: ¿era posible tener una estrella muy pequeña y muy caliente? ¿una enana azul? ¿y una gigante amarilla? ¿había algunas combinaciones más probables que otras?

Dos científicos realizaron diagramas muy parecidos a principios del siglo XX: el danés Ejnar Hertzsprung, en 1911, elaboró un diagrama que relacionaba la luminosidad de las estrellas conocidas en función de su color. Dos años más tarde y de forma independiente, el estadounidense Henry Norris Russell creó un diagrama muy parecido que relacionaba la luminosidad con el tipo espectral (el cual, como ya sabes, es función de la temperatura de la estrella y por lo tanto del color de su superficie). Al ser ambos diagramas prácticamente iguales, el nombre de este tipo de gráfica es diagrama de Hertzsprung-Russell.

Bien, si cogemos todas las estrellas conocidas y catalogadas y las representamos en un diagrama de Hertzsprung-Russell (es decir, nos fijamos en cómo se relacionan su color y su luminosidad), aparece un patrón muy definido y fácil de ver. Fíjate en este hermoso diagrama con 23.000 estrellas de los catálogos Hipparcos y Gliese en el que cada estrella está representada en su color. La temperatura (color) está en el eje de abscisas, la luminosidad en el de ordenadas. Observa el diagrama un par de minutos antes de seguir leyendo:

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Te habrás dado cuenta de lo mismo que observaron los astrónomos al elaborar estos diagramas con las estrellas conocidas: prácticamente todas están concentradas en un par de regiones del diagrama. La mayor parte de las estrellas están en esa franja más o menos sinuosa y borrosa (puesto que hay más factores a tener en cuenta que no aparecen en la gráfica, como la composición de la estrella) que va diagonalmente desde abajo y la derecha (estrellas poco luminosas y frías) hacia arriba y la izquierda (estrellas luminosas y calientes). Hay estrellas en otras zonas, pero son menos, y hablaremos de ellas más adelante.

Esa franja diagonal, en la que está la mayor parte de las estrellas, es lo que se denomina secuencia principal. Cuando la protoestrella de la que hablamos anteriormente se “enciende”, es decir, empieza a fusionar hidrógeno, entra en un punto de esa secuencia principal (donde le corresponda a su masa). Mientras esté “quemando” hidrógeno, ocurre lo que parece de sentido común: cuanto más grande es la estrella, más caliente está, de modo que está en esa franja, la secuencia principal. Cuando el hidrógeno del núcleo empieza a acabarse empiezan a pasar cosas raras, y la estrella abandona la secuencia principal.

¿Qué quiere decir entonces que casi todas las estrellas estén en esa secuencia principal? Puesto que las estrellas que vemos son muestras más o menos aleatorias de un conjunto en el que algunas son jóvenes, otras viejas y otras ni una cosa ni otra, el hecho de que todas estén ahí sólo puede significar una cosa, y ésa es la conclusión a la que llegaron los astrónomos al observar estos diagramas: las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal, fusionando hidrógeno.

De modo que nuestra joven estrella (que, independientemente de su origen y composición, estará en su mayor parte formada por hidrógeno) empieza a realizar la fusión del hidrógeno, y cae en la secuencia principal en el punto que le corresponda a su masa. Ahí permanece durante mucho, mucho tiempo, millones de años: casi toda su existencia como cuerpo estelar, casi sin moverse en el diagrama, “quemando” hidrógeno y brillando con el color (tipo espectral) y brillo (clase de luminosidad) que le corresponden.

¿Quiere esto decir que durante los miles de millones de años que una estrella permanece en la secuencia principal no cambia absolutamente nada? No. Según va pasando el tiempo, el hidrógeno se va convirtiendo en helio, y esto es importante por una razón muy sencilla: el helio es unas cuatro veces más denso que el hidrógeno. Por lo tanto, la estrella va, poco a poco, contrayéndose, calentándose en el núcleo y fusionando hidrógeno más deprisa. Nuestro Sol consume ahora hidrógeno un 40% más deprisa que hace un par de miles de millones de años – si quieres entrar en más detalle sobre este aspecto, puedes leer la entrada de hace unos meses ¿Por qué el Sol está más caliente que antes?.

Claro, si la estrella es pequeña y fría (en la parte inferior derecha de la secuencia), consume hidrógeno muy despacio, y puede permanecer allí… no sabemos cuánto tiempo. Las primeras estrellas pequeñas que se formaron en el Universo aún están ahí, y probablemente seguirán mucho despúes de que nuestro Sol haya “muerto” y se haya convertido en una enana blanca. Pero las estrellas grandes y calientes (la parte superior izquierda de la secuencia) alcanzan tal temperatura y presión en el núcleo que consumen el hidrógeno a una velocidad endiablada, y en unos pocos millones de años su núcleo es totalmente de helio.

Una vez que la estrella ha consumido casi todo el hidrógeno del núcleo, la mayor parte de su vida ha pasado: lo que le queda puede ser apocalíptico o pacífico, pero será corto. Curiosamente, casi todo lo más interesante de la vida de la estrella está por venir, en el poco tiempo que le queda, mientras que la mayor parte de su existencia es comparativamente aburrida dentro de la secuencia principal. Además, una vez la estrella abandona la secuencia, dependiendo de su masa pueden ocurrirle cosas muy distintas, mientras que durante su estancia en la secuencia casi todas se comportan básicamente igual (salvo que unas permanecen durante tiempos enormes y otras lo hacen durante unos breves millones de años).

¿Qué tipo de estrellas son entonces las que no están, en el diagrama de arriba, en la secuencia principal? Algunos puntos aislados son simplemente casos extraños: vemos un número tan gigantesco de estrellas, con condiciones tan variadas en su formación y evolución, que algunas pueden tener características fuera del patrón común. Pero probablemente has visto dos grupos relativamente numerosos de estrellas que llaman la atención: por un lado, la franja que se dirige hacia la derecha y arriba desde la secuencia principal y, por otro, una banda casi horizontal de estrellas blancas en la parte inferior izquierda del diagrama.

El primer grupo son estrellas que han abandonado la secuencia principal y consumiendo elementos diversos en su precipitada caída desde la secuencia: son estrellas “moribundas”. Nuestro Sol recorrerá un día ese camino. El segundo grupo, las enanas blancas, son “cadáveres” de estrellas que recorrieron ese camino. Pero todo esto está relacionado con lo que ocurre cuando la estrella abandona la secuencia, de modo que tendrás que esperar a próximas entregas de la serie para saber más sobre ello.


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Las entrañas de una estrella


Ahora hablaremos acerca de lo que sucede dentro de la estrella durante su estancia en la secuencia principal (que, como dijimos anteriormente, es la mayor parte de su “vida”).


A pesar de que como hemos visto con anterioridad que hay estrellas con caracteristicas muy diferentes, durante la estancia en la secuencia principal son bastantes parecidas, la diferencia principal de esta secuencia comparando estrellas es que algunas consumen hidrogeno muy rapidamente y por lo tanto permanecen por menor tiempo en esa etapa.


De manera que, aunque en esta entrada hablaremos más detalladamente de la estructura interna de nuestro Sol, otras estrellas no son tan diferentes de él mientras se encuentran en su madurez. Desde luego, mencionaremos diferencias con estrellas mucho mayores o menores, pero vamos a centrarnos fundamentalmente en el Sol por dos razones: por un lado, es una estrella típica, ni muy grande ni muy pequeña. Por otro lado, es la que conocemos mejor, con mucha diferencia.


Una estrella típica es, dicho mal y pronto, una esfera casi perfecta hecha de hidrógeno, helio y trazas de otros elementos. Sí, al contrario que algunos planetas, la mayor parte de las estrellas de la secuencia principal son casi perfectamente esféricas. Nuestro Sol, por ejemplo, está achatado sólo 10 km en los polos respecto al ecuador, La razón es que, en general, no giran demasiado deprisa alrededor de su eje (nuestra estrella tarda unos 25 días), y además su masa es tan gigantesca que la fuerza gravitatoria hacia el centro es monstruosa.


Desde luego, cuando la estrella entra en la secuencia principal (empieza a fusionar hidrógeno) suele estar hecha casi totalmente de este elemento, salvo que se haya formado a partir del “cadáver” de una estrella anterior que tuviera mucho helio. Poco a poco, según lo va consumiendo, va teniendo más helio y menos hidrógeno. Nuestra estrella tiene aún un 74% de hidrógeno, y ya ha acumulado un 25% de helio – el 1% restante son otros elementos como oxígeno y carbono.


Gigante Roja

Estructura de una estrella como el Sol. De dentro hacia fuera: núcleo, zona radiativa, zona convectiva, fotosfera, cromosfera y corona (GPL).


La fusión del hidrógeno se produce en el núcleo de la estrella, donde la presión y la temperatura son enormes. Ahí es donde la estrella produce la enorme cantidad de energía necesaria para compensar la presión gravitatoria de su masa. Existen dos formas fundamentales en las que una estrella fusiona hidrógeno para producir helio: la cadena protón-protón y el ciclo CNO. Vamos a describir brevemente estos dos procesos esenciales:

La cadena protón-protón es la reacción de fusión de las estrellas no demasiado grandes, como nuestro Sol. Se llama “cadena” porque tiene varios pasos, aunque a veces se simplifiquen las cosas y se diga simplemente que la fusión consume hidrógeno y produce helio, sin indicar qué ocurre en el proceso.
Este proceso consta de tres pasos:

En primer lugar, dos núcleos de hidrógeno (dos protones) se fusionan, produciendo un núcleo de deuterio (un protón y un neutrón), un neutrino electrónico y un positrón. Desde luego, este positrón no dura mucho: en cuanto se encuentra con un electrón, ambos se aniquilan y liberan un fotón de muchísima energía (lo que solemos llamar radiación gamma). El neutrino y el fotón se llevan parte de la energía total que producirá la cadena completa.

A continuación, ese núcleo de deuterio se fusiona con otro núcleo de hidrógeno (otro protón), de manera que se tienen dos protones y un neutrón, es decir, un núcleo de helio-3, y se libera otro fotón muy energético. ¡Ya casi tenemos el helio-4!

El paso final puede seguir varios caminos, pero el más común es que se unan dos de esos núcleos de helio-3 para dar un núcleo de helio-4, muchísima energía fotónica, y dos protones libres de nuevo (que vuelven al principio de la cadena para fusionarse, etc.).


E aqui un pequeño diagrama de los pasos de esta cadena:


enana marron


En estrellas más grandes que el Sol (que tienen condiciones más extremas y abundancia de otros elementos además del hidrógeno y el helio) es más común un proceso diferente, denominado ciclo CNO o ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, este proceso es mucho mas complejo de modo que no sera explicado en este post.

En cualquier de los dos procesos anteriormente mencionados el resultado es el mismo, desaparece el hidrogeno y aparece el helio. Al ser el helio más denso que el hidrógeno, la estrella se va comprimiendo poco a poco y, a la vez, calentándose. Además, en estas reacciones de fusión, como has visto, se liberan ingentes cantidades de neutrinos y de fotones. Estos dos tipos de partículas sufren destinos muy diferentes: los neutrinos atraviesan la estrella sin casi darse cuenta, y salen de él a casi la velocidad de la luz. Sin embargo, el interior de las estrellas es de una densidad gigantesca: los fotones recorren unos pocos milímetros antes de ser absorbidos por cualquiera de los núcleos atómicos que los rodean.

¿Quiere esto decir que la radiación nunca abandona la estrella? Desde luego que no (o no brillarían). Los fotones son absorbidos, de modo que “calientan” la región en la que se producen. Estos núcleos atómicos liberan la energía que han absorbido en forma de más fotones (normalmente, más fotones de los que absorbieron, pero con menos energía cada uno), que salen despedidos en todas direcciones (sí, algunos hacia “fuera”, pero otros hacia “dentro”). Estos nuevos fotones recorren unos pocos milímetros… ¡y son absorbidos de nuevo! Poco a poco, palmo a palmo, algunos fotones van logrando salir a capas más externas de la estrella. Al final, desde luego, salen, pero tardan muchísimo tiempo: la luz que vemos al mirar al Sol son fotones que fueron liberados por núcleos que absorbieron fotones, que fueron liberados por núcleos… y así hasta el fotón original producido por la fusión en el núcleo, hace miles o millones de años. Aún no sabemos cuánto tiempo, pero sí que, como mínimo, es de 17.000 años (algunos científicos sugieren cifras de hasta cincuenta millones de años).

Fuera del núcleo ya no se produce la fusión: la temperatura sigue siendo increíblemente alta, pero se debe simplemente a la radiación emitida por el núcleo, de modo que según nos movemos “hacia fuera”, la temperatura va disminuyendo. Esta región del exterior del núcleo suele dividirse en dos partes diferentes: la zona radiante y la zona convectiva. Dependiendo del tamaño de la estrella, la zona radiante puede estar primero y, rodeándola, la zona convectiva (como es el caso del Sol), o al revés. De hecho, si la estrella es muy pequeña, como una enana roja, puede ni siquiera existir la zona radiante.

La única diferencia entre ambas zonas es que en la zona convectiva, como su propio nombre indica, se produce convección: hay movimientos del fluido, algunas veces muy violentos y turbulentos, de modo que parte de la energía térmica sale hacia el exterior, no por radiación, sino en forma de masa de gas muy caliente. Por eso, la superficie de las estrellas como nuestro Sol no está a una temperatura uniforme – en las zonas en las que asciende material muy caliente es mayor. En la zona radiante, por el contrario, apenas hay movimiento de la masa estelar: la mayor parte de la transferencia de energía de dentro hacia fuera se produce por radiación.

Independientemente del orden de estas dos zonas, llegamos por fin a la superficie visible de la estrella, lo que realmente vemos de ella: la fotosfera (que es, por cierto, donde se observó helio por primera vez). La fotosfera está tan lejos del caliente núcleo que está muy fría, relativamente hablando: en el caso del Sol, a unos 6.000 K.

Fuera de la fotosfera se encuentra la atmósfera de la estrella – sí, las estrellas también tienen atmósfera.


tipos espectrales


Sin embargo, a partir de ahí las cosas se vuelven extrañas: ¡la temperatura aumenta! Estamos en la cromosfera, llamada así porque durante un eclipse de Sol puede verse brillar en varios colores. Desde luego, hablar de “temperatura” aquí es algo bastante relativo, pues la densidad es muy pequeña. Pero los átomos que hay se mueven muy rápido – hasta llegar a los 100.000 K en la cima de la cromosfera.

En el exterior de la cromosfera se encuentra la corona, que es también visible durante los eclipses. La corona tiene una densidad aún menor, y una temperatura aún mayor, que la cromosfera: en el caso del Sol alcanza varios millones de grados, temperaturas similares a las que hay en las profundidades de la estrella, y no se sabe muy bien por qué, aunque se piensa que puede tener que ver con los intensos campos magnéticos producidos por el movimiento del plasma por debajo.


enanas marrones
Cromosfera y corona del Sol (GPL).


La corona de nuestra estrella acaba más o menos a un 10% de la distancia entre el Sol y nosotros, y a partir de ahí se encuentra la capa más externa de su atmósfera: la heliosfera, que llega más allá de Plutón. Las sondas Voyager van a ser los primeros objetos construidos por el hombre en salir realmente de nuestra estrella – ya están en la heliopausa, la frontera entre la heliosfera y el medio interestelar.

Esta estructura estelar que hemos descrito se mantiene, aunque poco a poco la estrella aumente de temperatura y se comprima, hasta que el hidrógeno del núcleo se va acabando y sólo queda helio. Entonces, la estrella abandona la secuencia principal e inicia el camino hacia su “muerte”. Sin embargo, es ahora cuando las cosas pueden tomar rutas muy diferentes, dependiendo del tamaño de la estrella.


enanas blancas


Las enanas blancas


Esta parte trata acerca de uno de los posibles caminos que puede seguir una estrella hacia su “muerte”, y uno de los tipos de “cadáveres estelares” que hay en el Universo: las enanas blancas.

Como vimos, en la secuencia principal todo es relativamente estable y duradero. Pero esta etapa tiene un final, este final llega más pronto o más tarde dependiendo de la masa de la estrella, y puede tener varios caminos y varios resultados diferentes. Ahora veremos lo que les sucede a las estrellas más pequeñas de todas las de la secuencia principal.


Recordaras que cuanto mas pequeña es una estrella mas lento fusiona hidrogeno, a tal punto, que hay algunas como Proxima Centauri, que tardan tanto en terminar de fusionar todo su hidrogeno que la edad del universo no les alcanza.


Sin embargo lo que se piensa que ocurriria es lo siguiente: al quedarse sin hidrógeno, no hay ninguna presión hacia fuera que compense la presión gravitatoria debida a la masa de la estrella. El astro se comprime y se calienta más y más, haciéndose muy pequeño y muy denso. Como veremos más adelante, las estrellas de un tamaño aceptable (al menos la mitad que el Sol) se calientan tanto en el núcleo que pueden empezar a fusionar hidrógeno de nuevo, luego helio, y alargar un tiempo su final… pero las estrellas más pequeñas no se calientan lo suficiente: la fusión es una cosa del pasado para ellas, cuando se les acaba el hidrógeno del núcleo.

De manera que estas pequeñas estrellas se comprimen mucho… pero mucho, mucho. La presión gravitatoria es tan enorme que la fuerza de repulsión entre cargas del mismo signo es incapaz de detener la compresión, y el plasma que forma estas estrellas es de una densidad difícil de imaginar: las cargas están casi “pegadas” unas a otras.

De hecho, los electrones están tan cerca unos de otros que llega un momento en el que su posición está tan limitada que podría incumplirse el principio de exclusión de Pauli, debido a que muchos electrones traten de ocupar el mismo estado cuántico. Para que esto no ocurra, los electrones empiezan a moverse más rápido, presionando unos contra otros y ejerciendo una presión hacia fuera que compensa la gravitatoria, y deteniendo así el colapso de la estrella (que, si no, se convertiría en un agujero negro).


Dicho de otro modo, por si no estás familiarizado con el principio de exclusión: los electrones están tan apretados que sus posiciones están muy determinadas. Por el principio de incertidumbre de Heisenberg, la velocidad de los electrones está muy poco determinada, es decir, pueden moverse muy rápido, empujando unos contra otros y generando una presión hacia fuera que contrarresta la gravitatoria. Por supuesto, esta explicación es equivalente a la del principio de Pauli, simplemente dicha con otras palabras, pero a veces una de las dos explicaciones es más fácil de entender que la otra.


En cualquier caso, esta presión de los electrones hacia fuera se denomina presión de electrones degenerados, y una vez que los electrones “empujan” hacia fuera con suficiente ímpetu, la estrella deja de comprimirse: tenemos una enana blanca. Pero, como hemos dicho, esto ocurre cuando la estrella es enormemente densa: unos 1.000 kg/cm3, o lo que es lo mismo, mil toneladas por metro cúbico, un millón de veces más denso que el Sol. De hecho, hay pocas cosas en el Universo más densas que una enana blanca – hablaremos de ellas más adelante.


Pero lo curioso es que, debido a esto, las enanas blancas tienen una propiedad peculiar: cuanto más masa tiene una enana blanca, más pequeña es. Claro, cuanta más masa, más se comprime hacia dentro, y más hace falta “apretar” los electrones unos contra otros para que la degeneración ejerza una presión equivalente hacia fuera. Como veremos en artículos posteriores, esta curiosa propiedad es la que hace que las enanas blancas demasiado grandes tengan un final catastrófico: puedes comprender que “cuanto más masiva, más pequeña” es una propiedad peligrosísima para una estrella.


De hecho, una enana blanca suficientemente masiva -es decir, muy pequeña- se comprime tantísimo que sus electrones se mueven muy, muy rápido. Tanto que, para estudiar teóricamente su comportamiento, no basta con la mecánica cuántica: hace falta también la relatividad, pues los electrones se agitan a velocidades próximas a la de la luz. Utilizando ambas teorías, el físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar calculó la masa máxima que podría tener una enana blanca para que el movimiento de los electrones debido al principio de exclusión pudiera compensar el colapso gravitatorio. El resultado es de unas 1,4 veces la masa de nuestro Sol, denominado límite de Chandrasekhar.


En la siguiente gráfica puedes ver la propiedad que acabo de describir: cuanta más masa, menos volumen. El eje horizontal mide la masa de la enana blanca (comparada con la del Sol), y el vertical el radio de la enana blanca (también comparado con el del Sol). La curva verde es la que se deduce teóricamente sin tener en cuenta los efectos relativistas: como puedes ver, sin relatividad no debería haber ningún límite al tamaño de estas estrellas. Sin embargo, la curva roja tiene en cuenta la relatividad: como ves en ésa, llega un momento en el que los electrones no pueden compensar la presión gravitatoria, porque no pueden moverse a la velocidad de la luz. Observa lo que ocurre alrededor de 1,4 masas solares:


formacion de las estrellas


Por eso no hay ninguna enana blanca mayor que 1,4 Soles. ¿Qué sucede si una estrella es más grande que ese límite? ¿Se comprime hasta un radio 0 y desaparece? ¿Qué pasa si una enana blanca, de alguna manera, va ganando masa hasta superar el límite? Responderemos a estas preguntas más adelante en la serie pero, si observas la gráfica y ese final de la curva que tiende a un radio nulo, puedes imaginar que pasan cosas muy, muy violentas y potencialmente muy raras. Pero paciencia, volvamos a una enana blanca “normal”.

¿Qué tenemos entonces, cuando la presión de los electrones degenerados compensa la gravitatoria? Un objeto extraordinariamente denso, con la masa de una estrella normal pero que ocupa más o menos lo que la Tierra, y en el que se ha detenido la fusión y no hay ningún tipo de producción de energía. Pero, por otro lado, recuerda que según se va comprimiendo, la estrella “sin combustible” se ha ido calentando más y más. Una enana blanca recién formada está muy caliente: su superficie puede llegar a los 150.000 K, y tiene un color azul blanquecino.


protoestrellas

Sirio B, una enana blanca, es la minúscula estre la de la parte inferior izquierda. La estrella grande es Sirio A, una estrella de secuencia principal.


Sin embargo, las enanas blancas -incluso las recién formadas- no brillan mucho. Sí, pueden estar muy calientes, pero son minúsculas: aunque la radiación que emite cada metro cuadrado de su superficie es mucha, la superficie total de la estrella es muy pequeña. De modo que la cantidad de radiación que pueden emitir es ínfima, y por eso tardamos mucho tiempo en descubrir las primeras (la primera, 40 Eridani B, fue observada por Herschel en 1783, aunque por supuesto no se conocía su naturaleza).

Y en ese brillo tenue está la clave de la supervivencia de las enanas blancas: no hay nada que siga produciendo energía en su interior, de modo que son “brasas” en el espacio, que brillan y se van enfriando lentamente. Pero, al ser tan pequeñas y emitir tan poca radiación se enfrian muy lentamente. Claro, cuanto más fría está, menos brilla y más lentamente se enfría, de modo que aún no sabemos qué ocurre exactamente cuando una está muy fría: la temperatura más baja observada en la superficie de una enana blanca hasta ahora es de algo menos de 4.000 K. ¡Aún no ha dado tiempo de que ninguna se enfríe más!

Sin embargo, una enana blanca vieja está suficientemente fría como para que los electrones se asocien a protones y neutrones y se formen átomos verdaderos, no plasma. De hecho, se piensa que las más frías cristalizan y son, en menor o mayor medida, sólidos cristalinos. Esta teoría fue propuesta por primera vez en los años 60, y las observaciones más recientes de algunas enanas blancas antiguas sugieren que esta cristalización es una realidad.

Pero, aunque no hayamos visto lo que ocurre a largo plazo, estamos bastante seguros de lo que ocurrirá: la enana blanca se va enfriando. De azulada pasará a amarilla, luego a roja, y luego emitirá únicamente hasta el infrarrojo. Eventualmente su temperatura se igualará con la de la radiación de fondo del Universo. Lo que se tiene entonces es una enana negra, una bola de materia fría y apagada que permanece inalterada para siempre en el espacio.


Por supuesto, eso es lo que ocurre si la enana blanca no está cerca de nada que interactúe con ella: como estudiaremos más adelante, si la enana blanca tiene una compañera de la que absorber material, puede ir creciendo más y más hasta que la presión de los electrones degenerados no sea capaz de compensar la presión gravitatoria, y entonces ocurren cosas mucho más violentas que la lenta extinción de una enana negra… pero paciencia.


La vida y muerte de las estrellas