Aunque cuando salimos en una noche despejada fuera de los núcleos urbanos nos parece que en el firmamento hay millones de estrellas, esto no es exactamente así. En realidad
existen 6.000 estrellas lo bastante brillantes como para poder verlas a simple vista, pero en realidad, las luces de la ciudad, el polvo y otros contaminantes hacen que
solo podamos ver entre 1.000 y 2.500 de estas estrellas. En el espacio, por supuesto, hay muchas más estrellas, pero están tan distantes a nosotros que es imposible que podamos verlas a simple vista.
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| Las Pléyades son un cúmulo estelar abierto de la constelación de Tauro. |
Todas las estrellas, visibles o no, se encuentran en distintas fases de sus vidas. Algunas son grandes y calientes, y queman su combustible a gran velocidad, por lo que es muy posible que mueran jóvenes. Otras, en cambio, más pequeñas y frías, tendrán una vida más larga.
Estas estrellas son los componentes básicos del Universo. Agrupadas en grandes conjuntos a los que llamamos
galaxias, son los cuerpos celestes alrededor de los que se forman los planetas.
Se estima que nuestra galaxia, la
Vía Láctea, contiene entre 100.000 y 400.000 millones de estrellas. Existe un número similar de galaxias en el Universo observable, así que puedes imaginar la gran cantidad de astros que existen ahí fuera.
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La Vía Láctea, nuestra galaxia. Se estima que contiene entre 100.000
y 400.000 millones de estrellas. |
Las estrellas producen la luz y el calor que iluminan y dan energía al Universo. Durante su vida, las estrellas producen gran cantidad de elementos químicos, como los elementos pesados, que hacen posible la vida en la Tierra. Todo aquello que damos por sentado, fue forjado en el interior de las estrellas.
Pero ¿qué es una estrella?
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| Esquema de la fusión nuclear del Sol. |
Una estrella es una esfera de plasma, gas caliente ionizado. Este gas es atraído por la fuerza gravitatoria, aumentando la presión dela estrella. Esto origina una serie de reacciones nucleares en su interior que liberan energía hacia el exterior en forma de
radiación electromagnética, luz y calor.
La composición media de una estrella es un 70% hidrógeno, 28% helio, un 1,5% de carbono, ozono, oxígeno, neón y un 0,5% de hierro, entre otros elementos.
El plasma del núcleo de una estrella está compuesto de átomos con carga positiva y electrones con carga negativa que se mueven a gran velocidad.
A mayor masa de la estrella, más alta es la temperatura de su núcleo y mayor la velocidad de sus partículas atómicas. Al producirse una colisión con suficiente energía, los dos núcleos pueden acercarse lo suficiente para quedar unidos por la potente fuerza nuclear.
Los fotones de
rayos gamma producidos durante la
fusión nuclear generan energía, que en una estrella de masa solar tarda un millón de años en llegar a la fotosfera de una estrella y ser emitida como
radiación infrarroja, ultravioleta, luz visible y calor, que tarda tan solo 8 minutos en llegar hasta la Tierra, tomando como ejemplo nuestro Sol. Cada segundo, nuestra estrella consume 600 millones de toneladas de hidrógeno y produce 596 toneladas de helio.
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Nebulosa planetaria M-57, ampliamente conocida como Nebulosa del Anillo.
Su diámetro es de aproximadamente un año-luz.
También conocida por "Eye of God" (el ojo de Dios). |
Vida y muerte de una estrella
La vida de las estrellas comienza poco después del
Big Bang, el comienzo del Universo. Tras el intenso calor del
gran estallido, la materia comenzó a enfriarse y agruparse en enormes nubes de gas. Partes de estas nubes comenzaron a hacerse más densas y la atracción gravitatoria del gas sobre sí mismo hizo que estas regiones se convirtieran en densas bolas calientes, mucho más grandes que el
Sistema Solar. 100 millones de años después del Big Bang nacieron las primeras estrellas y comenzaron a arrojar luz hacia el espacio.
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| Esquema del ciclo de vida de una estrella. |
Las primeras estrellas se componían únicamente de los elementos más ligeros producidos por el Big Bang, pero iniciaron la creación de elementos más pesados, surgidos en las reacciones nucleares de sus núcleos. Cuando la primera generación de estrellas murió con grandes explosiones de
supernovas, arrojaron todos esos elementos al espacio, que se convertirían en la materia de la siguiente generación.
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| Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604. |
Los científicos creen que las estrellas como la nuestra, el Sol, se formaron a partir de una
nube molecular, una enorme masa de polvo y gas del espacio interestelar. Las zonas más densas de estas nubes, atrajeron cada vez más materia hacia su interior. Al mismo tiempo van calentándose hasta formar una enorme bola de
plasma, un gas con carga eléctrica. Cuando la presión interna es bastante alta, los elementos más ligeros se fusionan en otros más pesados y nace la estrella.
Las estrellas muy grandes consumen su combustible nuclear a toda velocidad y pueden vivir solo unos pocos millones de años. Las estrellas más pequeñas tienen reacciones más débiles y su vida puede alcanzar cientos de miles de millones de años. Existen muchas más estrellas pequeñas que grandes repartidas por las galaxias.
La energía de las estrellas no es inagotable; tarde o temprano, en forma tranquila o explosiva, cada estrella llega a su fin. Las características de las etapas finales de su evolución dependen de su masa: las estrellas pequeñas mueren de forma más modesta que las grandes, se extinguen simplemente, mientras que las gigantes tienen esplendorosos finales explosivos. Nuestra estrella es de las modestas.
Para entender la muerte de una estrella, tomemos como ejemplo nuestro Sol.
Por efecto del viento solar, el Sol seguirá rotando cada vez de manera más lenta, pero su frenamiento será ligero, ya que el viento solar actual y futuro es un viento tenue. Posiblemente la actividad magnética también continuará disminuyendo y las ráfagas serán menos violentas. Pero los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.
Comparativa de los tamaños de algunas estrellas
La temperatura del Sol no aumentará de forma indefinida; dentro de unos 4 o 5 000 millones de años, el Sol prácticamente habrá quemado todo el hidrógeno de su núcleo y lo habrá convertido en helio; para entonces su luminosidad será casi el doble de la actual y su tamaño habrá aumentado en un 40%. Las reacciones de fusión en su núcleo empezarán a extinguirse y ya no habrá presión suficiente para mantener su tamaño; empezará a contraerse y con ello a calentarse más, y nuevas reacciones de fusión de hidrógeno se iniciarán ahora en las capas circundantes al núcleo ya agotado. Éstas producirán una nueva expansión del Sol y en los 1 500 millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de tres veces su tamaño actual y su luminosidad será también tres veces mayor. La temperatura en la Tierra será para entonces superior al punto de ebullición del agua y todos los océanos hervirán, evaporándose y concentrándose en densas nubes.
El Sol será entonces lo que se conoce como una subgigante roja, pues su temperatura superficial disminuirá y su apariencia se tornará rojiza.
En los siguientes 250 millones de años el Sol seguirá creciendo y su luminosidad irá en aumento mientras que su superficie se tornará más fría; al final de esta etapa será una gigante roja de color intenso, con un diámetro 100 veces mayor que su tamaño actual y una luminosidad 500 veces más intensa. Mercurio será tragado por el Sol en esta etapa y la superficie de la Tierra será lava fundida.
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Diagrama de Hertzsprung-Russell.
Las enanas blancas son las más próximas a la esquina
inferior izquierda porque tienen poca masa
y muy poca luminosidad. |
El Sol no durará mucho en este estado. En sólo 250 millones de años su fase de gigante roja terminará bruscamente, se agotará prácticamente todo el hidrógeno y el centro del Sol se contraerá de nuevo; esta contracción irá aumentando la temperatura central que finalmente alcanzará un valor de 100 millones de grados. A esta temperatura, el helio, que hasta entonces había sido sólo un material residual, producto de la quema del hidrógeno, se convierte en un nuevo combustible con el que se iniciarán nuevas reacciones de fusión, ahora de núcleos de helio para formar núcleos de carbono con renovada liberación de energía; esto calentará aún más el núcleo y las reacciones de fusión se acelerarán, aumentando a su vez la temperatura central del Sol hasta un valor de 300 millones de grados.
El encendido del helio en el núcleo del Sol será un suceso explosivo que se llevará a cabo en unos cuantos minutos, por lo que se le conoce como "el estallido del helio". Esta explosión arrojará al espacio una cantidad considerable de la masa del Sol, tal vez un tercio de ella, después de lo cual la masa restante se contraerá y el Sol se reducirá a sólo 10 veces su tamaño actual y su color se volverá anaranjado debido a una mayor temperatura superficial. Después del estallido del helio, el Sol será ya inestable y sufrirá una serie de oscilaciones en periodos relativamente cortos. Pero su luminosidad seguirá aumentando y volverá a crecer quizá hasta un tamaño de 25 veces el actual. Sin embargo, ahora sus capas externas serán tan diluidas y su núcleo tan pequeño que su radiación misma acabará por barrer toda su envoltura gaseosa dejando desnudo su centro mismo y formando lo que se conoce como una nebulosa planetaria.
Finalmente toda la envoltura del Sol se difundirá y lo que quedará será sólo una pequeña estrella de la mitad de la masa del Sol actual, donde el material se hallará en un estado de altísima compresión, ocupando una esfera de diámetro similar al de la Tierra, un centésimo del diámetro del Sol en nuestros días. Su temperatura superficial será muy alta, del orden de 10 000 grados, por lo que se verá brillar con luz blanca; el Sol se habrá convertido entonces en una enana blanca. Esto ocurrirá cuando el Sol tenga alrededor de 15 000 millones de años de edad, dentro de unos 10 000 millones de años. Su luminosidad será entonces de un milésimo de la actual, la Tierra se enfriará nuevamente y tal vez, si logró retener sus nubes, las cuencas de sus océanos se llenarán de nuevo.
Documental. Vida y muerte de las estrellas.
El núcleo, ya casi en su totalidad de carbón, del Sol que ha quemado ya su helio, nunca alcanzará temperaturas suficientemente altas para quemar el carbón. De ahí en adelante el Sol seguirá encogiéndose y enfriándose, aunque tal vez tenga todavía algunos estallidos que lo abrillanten en forma momentánea. Pero ahora ya se dirige hacia su fin; al enfriarse se volverá gradualmente amarillo y después rojo y finalmente, después de algunos miles de millones de años, se extinguirá para siempre dejando eternamente helado y en tinieblas a su sistema de planetas.
