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Posiblemente quien haya tenido la oportunidad de observar en el campo un cielo estrellado en una noche clara y sin Luna, ha experimentado esa profunda fascinación que producen en nosotros las estrellas.

Pero, ¿qué son esos puntos luminosos, cómo aparecieron y qué tan lejos están?

El origen de cuanto existe, el origen de nuestro universo es un evento al cual llamamos Big Bang. Dicho evento primigenio produjo el hidrógeno y el helio que podemos observar en el universo.

La formación de las estrellas

En aquellos lugares del espacio en los cuales la densidad de estos elementos fue superior a la media, los gases empezaron a colapsar por efecto de la gravedad. Mientras más gas se concentraba en un solo punto, mayor era su densidad y mayor era su temperatura.

Con el paso del tiempo y a medida que la materia colapsaba, se iba formando una protoestrella. En el centro o núcleo de esta protoestrella pugnaban dos fuerzas muy poderosas: la gravedad que atraía o trataba de compactar la materia y la fuerza de la radiación o el calor que trataba de expandirse o salir hacia el espacio.

En un determinado momento el calor y la densidad en el centro de la protoestrella era tal que se inició el proceso nuclear de fusionar el hidrogeno. La protoestrella se encendió, expulsó una poderosa onda expansiva y se convirtió en una brillante estrella.

Una estrella es una enorme bola de gas incandescente —a dicho estado de la materia llamamos plasma. La temperatura en el núcleo está en el orden de las decenas de millones de grados centígrados, mientras que en la superficie ronda los miles de grados (unos 5 mil en el caso del Sol). Las estrellas mantienen su forma esférica porque están en lo que se denomina equilibrio hidrostático.

Mientras estos cuerpos celestes tengan suficiente combustible (hidrógeno) que quemar, mantendrán su tamaño y permanecerán estables en lo que se llama secuencia principal, irradiando energía hacia el espacio.

Tamaño y masa comparadas de las estrellas

Para tener una idea de la cantidad de masa y del tamaño, tomemos como ejemplo a nuestro sol, que es una estrella de tamaño mediano (el Sol está clasificado como estrella de tipo enana amarilla).

El Sol concentra en sí mismo el 99,75% de toda la masa del Sistema Solar. Dicho de otro modo, si sumamos toda la materia de los planetas, lunas, asteroides, cometas y polvo de nuestro sistema, eso representaría tan solo el 0,25 % de la masa del sistema.

El Sol quema cada segundo 600 millones de toneladas de hidrógeno y los convierte en 596 toneladas de helio. Las 4 toneladas restantes se convierten en pura energía (también se generan millones de neutrinos que atraviesan nuestros cuerpos constantemente).

Ilustración del Sistema Solar a escala. (Wikicommons)

Esta energía, generada en un segundo, equivale a 100.000.000.000.000.000.000 kw/h, o sea un millón de veces más que toda la energía que se usa en toda la Tierra en un año.
Parecería que nuestra estrella quema frenéticamente hidrógeno, pero a pesar de ello, desde que el Sol se convirtió en una estrella hasta nuestros días, solo ha perdido 1 % de su masa y seguirá manteniendo su tamaño y su brillo por otros 4.500 millones de años.

En cuanto al tamaño de nuestra estrella, su diámetro es de 1.392.500 km, o sea 109 veces mayor que el de la Tierra. El volumen de nuestra estrella es tan grande que 1 millón 300 mil Tierras podrían caber cómodamente dentro de él.

Las estrellas enanas

Reciben el nombre de enanas marrones los cuerpos celestes gaseosos que no tienen las suficiente masa como para iniciar las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno.

Se considera que un objeto es una enana marrón cuando tiene una masa entre 15 y 75 veces la masa de Júpiter. Ocasionalmente se las llama estrellas fallidas (aunque Júpiter no lo es), puesto que no brillan con luz visible. Las enanas marrones generan calor y pueden ser detectadas en el rango de los infrarrojos.

Una enana marrón (brown dwarf) tiene una masa mayor a la de Júpiter. (Wikicommons).

Las enanas rojas son estrellas cuya masa es menor a la mitad de la que tiene el Sol. Estas pequeñas estrellas están en la secuencia principal y son el tipo de estrellas más común que hemos detectado en la Vía Láctea.

Las enanas rojas queman muy lentamente su combustible y se estima que su periodo de vida es mayor que la edad actual del universo; pueden “vivir” más de 13.000 millones de años. Estas estrellas emiten muy poca luz y ninguna es visible a simple vista.

Próxima Centauri es la estrella más cercana a nuestro sol, a tan solo a unos 4,24 años luz. Actualmente conocemos un exoplaneta que gira alrededor de esta enana roja.

Las distancias

Nuestro “vecindario solar”. (Wikicommons)

En términos de distancia, la Tierra está en promedio a unos 150 millones de km del Sol, longitud que se denomina unidad astronómica (ua). Una nave espacial de las que tenemos ahora como la New Horizons de la NASA tardaría en llegar a Próxima Centauri unos 90.587 años.

Si quisiéramos viajar hasta Vega, la estrella de la famosa novela Contacto de Carl Sagan, nos tomaría 536.800 años.

Llegar hasta las Siete Cabritas nos tomaría 9.514.000 años y alcanzar a la nebulosa Cabeza de Caballo implica viajar por el espacio por poco más de 32 millones de años. Esto nos da una medida de lo lejos que están las estrellas en términos humanos.

Tipos de estrellas

Si agrupamos a las estrellas según su magnitud absoluta y su temperatura, obtenemos lo que se llama diagrama de Hertzsprung-Russell (HR). En el eje Y del diagrama ponemos el brillo y en el eje X colocamos la temperatura (magnitud en función a temperatura). Se observa así una correlación entre ambos valores.

Si colocásemos a todas las estrellas a una misma distancia de nosotros y midiésemos sus brillos, tendríamos su magnitud absoluta. En cambio, su magnitud aparente es el brillo que apreciamos a simple vista; unas estrellas brillan más que otras debido a la variación de su distancia o de su tamaño.

Las estrellas brillantes y calientes están en la parte superior izquierda y a medida que nos movemos para la derecha y hacia abajo encontramos las estrellas más frías y más opacas.

Diagrama de Hertzsprung-Russell. (Wikicommons)

En el diagrama también se nota fácilmente que una gran cantidad de estrellas forman una diagonal que recibe el nombre de secuencia principal. Las estrellas que están en la diagonal son las que están quemando hidrógeno y mantienen su tamaño y temperatura. Además de la característica diagonal, también se pueden notar otros grupos de estrellas que están fuera de la secuencia principal.

En los diagramas HR podemos ver las clases de estrellas (Clasificación Espectral), representadas por una serie de letras que siguen este orden: O, B, A, F, G, K, M. “O” indica la más caliente y “M” la más fría. Cada letra puede tener un subíndice entre el 0 y el 9, del más cálido y al más frio.

Se usan también números romanos para indicar la luminosidad. Por ejemplo, las que están en la secuencia principal son V. Las clases I y II designan supergigantes, la clase III gigantes, la clase IV subgigantes. Menos utilizadas son las clases VI y VII para designar a las subenanas y las enanas blancas. El Sol es una estrella de tipo G2V.

Para aprenderse de una manera fácil el orden de las clases de estrellas se puede usar una frase mnemotécnica “O Be A Fine Girl Kiss Me”. También hay una versión en español menos conocida que dice así: “Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier”.

El origen de los elementos

Una cuestión que por mucho tiempo llamó la atención de los científicos fue el origen de los elementos que conforman la tabla periódica. ¿De dónde salieron el calcio, el hierro o el boro? Faltaba una explicación científica que nos diga cómo se formaron todos estos elementos.

La respuesta llegó de manos del astrónomo inglés Fred Hoyle después de la Segunda Guerra Mundial. En 1957, un artículo científico de Hoyle con William Fowler, Margaret Burbidge y Geoffrey Burbidge logró explicar satisfactoriamente cómo se formaban los elementos en los núcleos estelares. A este proceso se lo llama nucleosíntesis.

Así que para la segunda mitad del siglo XX ya teníamos la respuesta a la cuestión del origen de la materia en el universo: las responsables eran las estrellas.

El hidrógeno primordial generado en el Big Bang es procesado por la estrellas y convertido paso a paso en los elementos que conocemos.

La enorme presión y la temperatura reinante en el núcleo de una estrella fusionan el hidrógeno y lo convierten en helio, que luego se quema y se convierte en carbono. Seguidamente, el carbono es usado para crear neón, al que le sigue el oxígeno.

Durante la vida de la estrella continúa este proceso de conversión de un elemento en otro, hasta llegar al hierro. El hierro necesita para fusionarse mucha más energía que la disponible en el núcleo de la estrella, así que el proceso se detiene momentáneamente en ese punto.

Aquellos elementos más pesados que el hierro, como el oro por ejemplo, tienen su origen en el espectacular final de una estrella. Al morir, algunas estrellas se convierten en lo que llamamos una supernova —estallan en una enorme explosión, generando tal energía que pueden fusionar el hierro y convertirlo en los elementos más pesados de la tabla periódica.
Las explosiones de supernova son tan intensas que igualan o superan al brillo de las galaxias que las albergan.

Por lo tanto, las estrellas son nuestras progenitoras. Los elementos de nuestra estructura ósea, los componentes de nuestra sangre y toda la materia de la cual estamos hechos fue generada en una estrella. Parafraseando al cosmólogo Lawrence Krauss, tal vez los átomos que forman nuestra mano izquierda tuvieron su origen en una estrella distinta a la que dio origen a los átomos de nuestra mano derecha.

Hay algo más maravilloso aun, estudios recientemente publicados indican que probablemente un gran porcentaje de la materia que compone la Vía Láctea tenga su origen en otras galaxias, lo que significaría que algunos de nuestros átomos fueron procesados en estrellas que no forman parte de nuestra galaxia.

El final de las estrellas

Mientras mayor sea la masa con que nace una estrella, más rápidamente consumirá su combustible y menor tiempo de vida tendrá.

Estrellas como el Sol se mantien en la secuencia principal por unos 10 mil millones de años, luego la gravedad cede ante la presión de la radiación y la estrella se expande convirtiéndose en una gigante roja.

En la parte final de su vida, nuestra estrella se hinchará tanto que devorará a Mercurio, a Venus y a la Tierra. Probablemente el diámetro de nuestro sol será comparable al tamaño de la órbita de Marte.

Con el tiempo, las gigantes rojas desechan la capa externa de gases que las envuelven, generando un fenómeno de belleza extraordinaria llamado nebulosa planetaria.

El remanente del núcleo de la estrella recibe el nombre de enana blanca, una estrella pequeña aproximadamente del tamaño de la Tierra, pero con una densidad enorme.

Así como existen gigantes rojas, hay enormes estrellas de muy elevada temperatura llamadas gigantes azules o súpergigantes azules, alcanzando temperaturas superficiales 10 veces mayores a la de nuestro sol.

Las estrellas cuya masa es mayor que la del Sol pueden terminar de varias formas. Las que estallan como novas liberan enormes cantidades de materia y energía hacia el espacio. El núcleo de la estrella se contrae, y si la masa de este núcleo es menor a 1,44 masas solares (Límite de Chandrasekar), entonces se forma una estrella de neutrones.

Los púlsares son estrellas de neutrones que giran a gran velocidad. Cada vez que su campo magnético apunta hacia la Tierra, recibimos un pulso de energía, de ahí su nombre.

Si al final de su vida una estrella colapsa y su remanente supera el Límite de Chandrasekar, entonces el colapso gravitatorio no puede ser detenido, el núcleo se hace cada vez más pequeño hasta formar lo que se llama una singularidad, un punto del espacio-tiempo con densidad infinita conocido también como agujero negro.

Las enanas marrones y las rojas no tienen un final tan espectacular; vivirán vidas muy largas. Aún así, a medida que se vayan enfriando dejarán de emitir energía y en eones se transformarán en cuerpos oscuros totalmente muertos.

En términos generales, hemos descripto el ciclo de vida de las estrellas. Ellas son las responsables de crear los elementos que conocemos, los cuales se han ensamblado unos con otros para dar origen a la vida.

Con el tiempo, la complejidad de la vida ha aumentado enormemente y ha dado origen a seres conscientes como nosotros, los sapiens, quienes hemos descubierto el papel que cumplen las estrellas en el universo y por eso al observarlas sentimos una profunda fascinación.

Buenos cielos para todos.

 

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Columnista de astronomía y cosmología de Ciencia del Sur. Es un reconocido analista de sistemas informáticos y divulgador astronómico paraguayo. Es egresado de la Facultad Politécnica de la Universidad Nacional de Asunción. Fue miembro del Club de Astrofísica del Paraguay y secretario del Centro de Difusión e Investigación Astronómica, Cedia. Como astrónomo aficionado construyó en 2003 un telescopio newtoniano y dictó varias charlas y conferencias por el Año Internacional de la Astronomía. Es fundador de Cedia y del Foro Paraguayo de Astronomía, AstroPy.

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