En una noche despejada somos capaces de observar la belleza de las estrellas que decoran el cielo como luces colocadas convenientemente para nuestro deleite y fascinación. Cada una de estas luces en el cielo posee una historia que se remonta a millones de años antes de nuestra existencia. Las estrellas, en un poético paralelismo con la vida, nacen, se desarrollan, se transforman y finalmente terminan por decaer presas del tiempo.
¿Cómo nacen las estrellas?
Nubes moleculares
La formación y desarrollo de toda estrella tiene lugar en colosales masas de gases y polvo cósmico, a las cuales se les denomina nubes moleculares. Estas nubes contienen la materia prima que dará lugar a una estrella.
Dato: Una de las guarderías (nubes moleculares en las que se da la formación de estrellas) más conocidas es la nebulosa de Orión.
Protoestrellas: el primer suspiro de una estrella
Dentro de las nubes moleculares, la materia comienza a acumularse por acción de la gravedad, formando zonas de mayor densidad, las cuales pueden interactuar entre sí hasta que por acción de la gravedad estos cúmulos de materia terminan por colapsar en un solo cuerpo: una protoestrella. Una estrella recién nacida, aún incompleta y rodeada de un disco de gas y polvo.
En la mayoría de estrellas, la energía y luz emitidas provienen de la fusión de hidrógeno en helio (insertar artículo de fusión nuclear). Mientras que, en una protoestrella, su brillo y energía provienen de la presión y calor liberados por el colapso gravitatorio, puesto que su núcleo aún no ha alcanzado las condiciones necesarias para realizar la fusión nuclear.
Video de formación de una protoestrella
El poder de la fusión: la adultez estelar
La protoestrella continuará comprimiéndose y acumulando masa hasta el punto en que su núcleo alcanza una temperatura alrededor de los 10 millones de kelvin. Este es un momento clave en la vida de la estrella, pues se da inicio a la fusión nuclear, un proceso que libera inmensas cantidades de energía. De ahora en adelante, la fusión de los átomos de hidrógeno para formar helio se convierte en la fuente de poder de la estrella.
Durante esta etapa se les denomina estrellas de secuencia principal y es la etapa más larga de la vida de una estrella. Nuestro sol se encuentra en esta etapa, y continuará en ella durante varios miles de millones de años.
Pero no todo es color de rosa para las estrellas: el hidrógeno, su principal combustible, comenzará a agotarse. Otro momento clave en la vida de las estrellas, a partir del cual su futuro estará definido por su masa.
Cuando el combustible se agota: cómo mueren las estrellas
Enanas rojas: las estrellas eternas
Las estrellas más abundantes en el universo son denominadas enanas rojas. Poseen la menor masa entre las estrellas y como resultado cuentan con menor presión y temperatura. Dichas condiciones permiten que las partículas de gas caliente ubicadas en el núcleo asciendan hasta la superficie de la estrella, se enfríen, y finalmente desciendan nuevamente (proceso de convección) permitiendo una mezcla eficiente de los gases de la estrella. Podemos imaginarlo como cuando calentamos agua en un recipiente sellado, el vapor de agua asciende hasta la parte superior para finalmente enfriarse y volver a caer como gotas al fondo del recipiente.
Este fenómeno permite un constante flujo de combustible hacia el núcleo (lugar en donde se da la mayor parte de la fusión). Esto –junto con su menor presión– tiene como resultado que las enanas rojas consuman su combustible de manera lenta y eficiente. Por esta razón, las estrellas menos masivas son también aquellas con mayor tiempo de vida. Incluso a las enanas rojas de mayor masa se les estima una vida en el orden de las decenas de miles de millones de años, mucho mayor a la edad del universo (13.800 millones de años). Esto significa que ninguna enana roja en el universo se ha apagado aún. Estas serán las últimas en apagarse a través de un proceso lento y tranquilo en el que finalmente perderán su brillo. ¿Casi poético, no es así?
el destino de estrellas como el Sol (1 a 8 masas solares)
Para comprender qué ocurre cuando una estrella como el sol comienza a agotar su combustible, primero debemos comprender las fuerzas que influyen sobre estas.
El equilibrio hidrostático de una estrella: En toda estrella existe una lucha constante entre dos fuerzas opuestas: la gravedad, que intenta comprimir la materia de la estrella, y la inmensa presión interna de la estrella, la cual se mantiene constante debido a la fusión.
Una vez el hidrógeno del núcleo se agota, este equilibrio se rompe. Ante la ausencia de la fusión, la presión interna de la estrella es ahora menor que la fuerza ejercida por la gravedad, por lo tanto el astro empieza a comprimirse. La compresión del núcleo incrementa la temperatura y la presión, alcanzando las condiciones necesarias para la fusión del helio. Mientras tanto, la fusión de hidrógeno se desencadena en las capas que rodean al núcleo, capas donde dicho elemento aún no se ha consumido. Esto da lugar a que la estrella se expanda en grandes proporciones; su gran tamaño hace mérito al nombre de estas estrellas: gigantes rojas.
La radiación liberada por la fusión genera una presión tal que la estrella es incapaz de sostener sus capas más externas, que son expulsadas gradualmente dando lugar a una nebulosa planetaria (¿Qué es una nebulosa planetaria?). En su centro queda el antiguo núcleo de la estrella, mucho más pequeño y a su vez más denso que la estrella original. Estos objetos los conocemos como enanas blancas. Pese a no fusionar más elementos, estas estrellas poseen temperaturas muy altas y continuarán brillando intensamente durante eones hasta consumir su energía (calor) restante.
Supernovas, estrellas de neutrones y agujeros negros: los finales más extremos
Para finalizar, las estrellas más masivas. Estas estrellas cuentan con una temperatura y presión abismal en su interior, tan inmensas que el hidrógeno se consume en tan solo unos cuantos millones de años, mucho más rápido que en las estrellas menos masivas.
Una vez se agota el hidrógeno en su núcleo, estas comenzarán a fusionar el helio en elementos más pesados: carbono, oxígeno, neón… hasta llegar al hierro. En este momento la fusión se detiene, pues la fusión de hierro en elementos más pesados requiere energía en lugar de liberarla. Este núcleo cede ante la acción de la gravedad. La fuerza es tal que los electrones se acercan tanto a los núcleos de sus átomos que terminan por combinarse con los protones presentes para crear neutrones.
Este colapso es tan súbito que se genera una onda expansiva que expulsa la materia exterior de la estrella, un proceso conocido como supernova.
Los núcleos de dichas estrellas dan lugar a objetos extremadamente densos: las estrellas de neutrones. Sin embargo, si la masa restante del núcleo de la estrella es lo suficientemente alta, superando el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff, este remanente colapsará completamente bajo su propia gravedad, reduciéndose su volumen hasta una singularidad, un punto en donde se rompen nuestras leyes del universo.
Dando vida a uno de los objetos más fascinantes del universo: los agujeros negros.
Fuentes y lecturas recomendadas
- https://science.nasa.gov/universe/stars/types/
- https://science.nasa.gov/universe/stars/
- https://www.cfa.harvard.edu/research/topic/star-formation
- https://www.britannica.com/science/red-dwarf-star
- https://science.nasa.gov/mission/hubble/science/science-highlights/the-death-throes-of-stars/
- https://www.space.com/how-do-stars-die
- https://www.space.com/22471-red-giant-stars.html
- https://lco.global/spacebook/stars/protostar/
- https://calteches.library.caltech.edu/2756/1/star.pdf
Este artículo fue elaborado para invitarte a explorar la vida de las estrellas desde su nacimiento hasta su muerte, y a maravillarte con los procesos que transforman nuestro universo. ¡Sigue explorando el cosmos!
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