Las estrellas son cuerpos celestes de plasma en forma esférica que mantiene su estructura a partir de su propia gravedad.
Las estrellas son máquinas admirables, productoras de sustancias, de planetas, campos electromagnéticos y en última instancia de la vida. Son el más maravilloso ejemplo de organización espontánea y de sistema autorregulado. Ellas son el resultado de la acreción del gas que se encuentra esparcido por todo el Universo, actualmente compuesto de hidrógeno (76 %) y helio (24 %), y enriquecido por los elementos producidos por las generaciones de estrellas que a lo largo del tiempo han cumplido su ciclo evolutivo.
Aunque el cielo es el paradigma de lo eterno, las estrellas, como las especies y las civilizaciones humanas, no son eternas. Las estrellas tienen un origen, una estructura y una producción de energía en su interior como el Sol. Estas nacen y evolucionan hasta que al emitir toda la energía que son capaces de producir, dejan de existir. Su origen proviene de objetos oscuros en el interior de las nebulosas gaseosas. Desarrollan su vida como verdaderas estrellas en la forma luminosa que nos es común; y terminan, ya sea apagándose lentamente o en una apoteósica explosión.
Observación general de las estrellas
En general las estrellas que vemos cercanas en posición, están muy distantes entre sí y no tienen vínculos, son las llamadas dobles ópticas o aparentes. Sin embargo, con la invención del telescopio y otros instrumentos se descubrió que la mayoría de las estrellas que se ven como un punto brillante en realidad son dobles, triples o múltiples.
No obstante, existen estrellas dobles visibles a simple vista. En la Osa Mayor, las estrellas Mizar y Alcor constituyen un sistema que orbita alrededor de un centro de gravedad común. Además, con un pequeño telescopio se puede ver que Mizar es doble: Mizar A y Mizar B. A estas se les llama estrellas dobles físicas y se clasifican en:
- Estrellas dobles visuales: Son las que se descubren en la observación con telescopio.
- Dobles espectroscópicas: por la determinación de cambios cíclicos en su espectro.
- Eclipsantes: aquellas cuyo plano orbital coincide con la línea visual y presentan eclipses que se repiten cíclicamente en las variaciones de su brillo.
- Dobles astrométricas: Hacen un movimiento sinuoso que indica la existencia de otra estrella orbitando junto a ella.
Existen otras agrupaciones mayores, las asociaciones y los cúmulos estelares. Las asociaciones están constituidas por un pequeño grupo de estrellas de probable origen común. Las agrupaciones de algunos centenares a miles de estrellas relativamente jóvenes son llamados cúmulos abiertos, como las Pléyades. Mientras que los cúmulos globulares, son grandes agrupaciones ligadas gravitacionalmente entre sí, donde abundan las estrellas viejas, como Omega Centauri.
En general el Universo tiene otras estructuras: las galaxias, los grupos locales de galaxias y los cúmulos de galaxias, todas son estructuras cuyo elemento básico es la estrella.
El brillo de las estrellas
Las estrellas que vemos en el cielo tienen una forma semiesférica o redonda y nos iluminan como lo hace el Sol. La apreciación de más o menos brillo es circunstancial. Si hemos estado en un lugar muy iluminado vemos pocas estrellas en el cielo y con menor brillo, el ojo debe adaptarse a la oscuridad, aumentando su sensibilidad. En estas condiciones, como ocurre al salir de un lugar oscuro podemos percibir muchas estrellas, y su número depende de la transparencia de la atmósfera del lugar.
Además, al comparar una estrella con otra similar en brillo, si son muy brillantes vemos la rojiza más brillante que la azul. Pero si son estrellas poco brillantes es al revés, vemos la azul con mayor brillo. Lo que también se debe a la diferente respuesta del ojo a los colores según el nivel de intensidad de luz recibida.
Evolución Estelar
La principal herramienta para estudiar las estrellas es el diagrama Hertzsprung-Russell en el cual las estrellas se agrupan en algunas líneas o secuencias. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la llamada Secuencia Principal que se extiende diagonalmente de la parte superior izquierda hacia la parte inferior derecha. Es esta se incluyen, desde estrellas gigantes azules calientes y brillantes, con temperaturas de 50,000 K hasta las débiles enanas rojas con temperaturas de escasamente 2,000 K.
De 0.1 a 60 masas solares, las características de las estrellas dependen de su masa y composición química. Mientras más masiva es una estrella en menos tiempo consume su energía, llegando a durar las más masivas, sólo algunos millones de años. Las menos masivas, por el contrario, pueden durar millones de millones de años.
Proceso de formación estelar
La materia prima de que se forman las estrellas es el gas, mayormente hidrógeno y helio. Este aparece tan pronto el Universo se enfría lo suficiente para permitir la existencia de átomos. Tomando como materia prima el gas interestelar a partir de este gas se forman las estrellas en las galaxias incluyendo la nuestra.
En el proceso de formación de las estrellas hay dos procesos que se contraponen. Por una parte, las fuerzas gravitacionales tratan de comprimir las nubes de gas, pero al aumentar la temperatura la nube de nuevo se dilata. Hoy se cree que los choques entre las nubes de gas juegan un papel principal en la formación de las nubes moleculares y por consiguiente de las estrellas.
Las últimas etapas de este proceso son muy complejas, al final aparece la estrella y ocupa su lugar en el diagrama Hertzsprung-Russell. Al límite de aparición de las estrellas se le llama Zona del nacimiento de las estrellas. Según sea la masa de la estrella, así será el punto del diagrama H-R donde aparezca. Por lo que muestran las observaciones, muchas estrellas nacen de un tipo llamado T-Tauri. Estas son estrellas de masa como la del Sol, pero muy jóvenes. Se les calcula sólo un millón de años. En 1980 se determinó que estas estrellas emiten un exceso de radiación en el infrarrojo (ondas más largas).
Esquema para la formación de las estrellas
El esquema de formación de las estrellas lleva implícita una dinámica que conduce a fenómenos observables. Al concentrarse la sustancia en el disco en la parte más cercana a la protoestrella y predominar la fuerza de atracción sobre las fuerzas dinámicas que tienden a expulsar el material, se forman chorros de gas que son expulsados por los polos del eje de rotación de la protoestrella.
Estrellas normales
Una vez que comienzan las reacciones nucleares en el interior de la estrella recién nacida, se alcanza un estado de equilibrio. La estrella es estable por muchos años y mantiene su emisión (luminosidad) y su temperatura superficial, con valores que la sitúan en la región de la llamada Secuencia Principal. En el diagrama de Hertzsprung-Russell las estrellas pasan la mayor parte de su tiempo en este estado. Mientras más pequeña es la estrella, más largo será su tiempo de vida.
Las Estrellas evolucionadas (Gigantes Rojas)
Cuando la estrella ha quemado todo el hidrógeno de su núcleo, que se estima en un 10 % de la masa total de la estrella, la reacción nuclear que convierte el hidrógeno en helio se detiene. El núcleo se enfría, se rompe el equilibrio entre la presión hacia el exterior producto del calentamiento del gas, y de la presión hacia el interior producto de la fuerza de gravedad.
Las capas superiores de la estrella caen hacia su interior abruptamente, provocando un aumento de temperatura en el núcleo de la estrella. Al llegar a los 100 millones de grados, produce la ignición de otra reacción termonuclear, la del helio en carbono. Y en ese momento ocurre que la ignición del helio no es capaz de detener la caída de las capas superiores de la estrella inmediatamente.
El núcleo sigue contrayéndose y elevando su temperatura. Cuando alcanza los 250 millones de grados, entonces el helio comienza a quemarse a unas 7 veces la velocidad con que venía haciéndolo, provocando que la estrella se hinche. Este fenómeno es lo que se conoce como el Flash del Helio. Esa dilatación abrupta del núcleo ha comprimido las capas cercanas al mismo, provocando que se inicie la reacción de conversión de hidrógeno en helio en la periferia del núcleo, que lo provee de más combustible, y a su vez refuerza la expansión. Una vez revertida la contracción gravitacional por la expansión de las capas externas, el núcleo se enfría, y el sistema busca un nuevo estado de equilibrio, en forma de una estrella con una atmósfera muy extensa, con una temperatura superficial baja y se denomina gigante roja.
Estrellas de masa superior:
Las estrellas de masa superior a 3 MS continúan un ciclo evolutivo de sucesivos destellos y estados estacionarios, hasta que las reacciones termonucleares empiecen a producir hierro. De esta forma, la estrella se ha ido estructurando en capas, en las que tienen lugar reacciones nucleares cada vez más rápidas, energéticas y complejas en la medida en que nos acercamos al núcleo. El carbono demora en consumirse unos 600 años, el neón 1 año, el oxígeno 6 meses, el silicio 1 día, y se detiene en el hierro uno de los elementos más estables que se conocen en la naturaleza.
Formación de nuevas estrellas
Durante el proceso de formación de las estrellas la energía liberada es enorme, millones de masas terrestres son convertidas en energía. La onda de choque, que se propaga con velocidades cercanas a la velocidad de la luz frena la caída de las capas superiores de la estrella y posteriormente invierte su movimiento de caída en expulsión. Los neutrones que logran salir chocan con los átomos produciendo nuevos elementos por el proceso de adición de neutrones.
Algunos de los elementos formados son inestables y se desintegran, dando lugar a nuevos elementos. Estas reacciones son casi instantáneas y producen una cadena de reacciones nucleares. Las reacciones exotérmicas rápidas refuerzan la onda de choque en la expulsión de las capas exteriores al espacio interestelar dando lugar a una Supernova. Los elementos sintetizados más pesados que el hierro no sobrepasan una milésima de la masa total expulsada. Sin embargo su importancia es enorme en la estructura y evolución del Universo.
La Novas y las Supernovas
El hombre ha observado durante siglos el fenómeno de aparición de estrellas nuevas, de ahí su nombre de novas. No todas son iguales. Por su intensidad se distinguen en dos clases, las novas y las supernovas, mucho más intensas.
Novas
Las Novas son estrellas en las que se produce un fenómeno explosivo en la cual ésta no se destruye y se repite cada cierto tiempo, años o siglos. El súbito aumento de brillo ocasionalmente las hace visibles a simple vista dando la falsa impresión de que son nuevas estrellas. En pocos días presentan un aumento de brillo de 7 a 14 magnitudes estelares, de unas 600 a casi un millón de veces su brillo mínimo.
Normalmente se observan en el plano de la Vía Láctea. Por el análisis de sus espectros se conoce que el brillo máximo se debe a que se expande su fotosfera, crece su superficie radiante, y su diámetro llega a ser más de 100 veces el diámetro del Sol, desprendiéndose sus capas externas en el espacio a una velocidad de unos 1000 km/s.
Supernovas
Las Supernovas surgen del proceso que hemos descrito de la explosión y destrucción de una estrella. Durante esta se emite radiación con la potencia de cientos de miles de millones de estrellas, como toda una galaxia durante algunos meses. Los ejemplos clásicos de este fenómeno son: la Supernova de Tycho Brahe en 1054, que se observa actualmente como la Nebulosa del Cangrejo, y la SN 1987A, o Supernova de la Gran Nube de Magallanes de 1987. La clasificación de las supernovas fue introducida por Minkowski en 1941 para distinguir los dos tipos de espectro más comunes observados en ellas.
Las supernovas de tipo I (SN I) donde no se observan evidencias de hidrógeno, y las supernovas de tipo II (SN II) donde la presencia de hidrógeno en sus eyecciones es clara. De hecho, se han propuesto dos mecanismos principales de formación de supernovas, uno el que tratamos en la de evolución estelar para las estrellas masivas, y el otro que se basa en que en los sistemas binarios cerrados o interactuantes. Una de las estrellas puede transferir sustancia a la otra de forma que puede llegar a incrementar su masa y llevarla a hacerse inestable y explotar.
