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Breviario de las estrellas
¿Qué son las estrellas?
Las estrellas son enormes esferas de gas caliente que emiten energía en forma de luz y calor producto de las reacciones nucleares que ocurren en su interior. Están compuestas principalmente por hidrógeno y helio, y se agrupan en galaxias distribuidas a lo largo y ancho del universo.
Aunque a simple vista parecen pequeños puntos brillantes en el cielo, en realidad algunas de ellas son mucho más grandes que el Sol.
Figura 1 Nebulosa de la Roseta
Nota. Adaptado de Nebulosa de la Roseta {Fotografía} por Plaza Cielo Tierra, 2025, Science NASA (https://science.nasa.gov/missions/hubble/nasa-celebrates-hubbles-35th-year-in-orbit/).Dominio Público.
La importancia de la masa
El ciclo de vida de cada estrella depende principalmente de su masa. Algunas viven decenas de millones de años mientras otras apenas viven millones de años.
La estrella más cercana a la Tierra es el Sol.
El Sol es una estrella pero debido a lo cerca que se encuentra de la Tierra en comparación con la distancia a la que se encuentran otros objetos celestes del universo, parece mucho más grande y brillante que las demás. Gracias a su luz y calor la vida es posible en el planeta tierra.
Cómo se forman
Las estrellas se forman en el interior de nubes frías y densas de gas (principalmente hidrógeno molecular, H2) y de polvo cósmico. Estas estructuras se conocen como nubes moleculares, y algunas de ellas también reciben el nombre de nebulosas cuando son visibles por su interacción con la luz. Un ejemplo destacado es la Nebulosa de la Roseta (ver: Figura 1).
Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que estas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas.
El caso extremo de una galaxia en la que muchas nebulosas presentan intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst.
Nubes moleculares
Como se ha mencionado, las estrellas se forman generalmente en nubes moleculares. Las nubes moleculares aparecen como manchas oscuras en el cielo porque bloquean toda la luz que está detrás de ellas. Contienen suficiente material como para formar cientos o incluso miles de estrellas.
Los eventos externos a las nebulosas, tales los casos de las ondas de choque generadas por las supernovas más cercanas (explosión cataclísmica de una estrella) pueden perturbar a las nubes de gas y de polvo circundante de estas nebulosas produciendo que algunas de sus regiones colapsen bajo su propia gravedad.
A medida que el gas se comprime la densidad y la temperatura de sus gases aumentan formando núcleos semilleros de las futuras estrellas: las protoestrellas.
Cómo nacen
Cuando en el centro de la protoestrella la temperatura alcanza alrededor de 10 millones de grados comienza la fusión nuclear del hidrógeno en helio. Se trata del proceso mediante el cual los átomos de hidrógeno se unen para formar helio.
Ese proceso marca el nacimiento oficial de una estrella.
En adelante, la estrella pasará la mayor parte de su vida fusionando de manera estable hidrógeno en helio en el marco de una fase que los astrónomos llaman secuencia principal.
La fase de la secuencia principal
Durante la secuencia principal al transformar hidrógeno en helio en su núcleo la estrella genera energía de manera equilibrada y constante. Este proceso puede durar millones o incluso miles de millones de años dependiendo del tamaño de la estrella.
Durante aquel período la estrella se mantiene en equilibrio porque la energía que produce en su interior contrarresta la fuerza de la gravedad que tendería a hacerla colapsar. Y es que aunque por fuera parece estable, su composición interna va cambiando poco a poco debido a las reacciones nucleares que se producen en su interior.
La secuencia principal representa la etapa más larga en la vida de una estrella debido a que estas transformaciones ocurren lentamente.
¿De qué depende la duración de la secuencia principal?
La duración de esta etapa depende de la masa:
- Las estrellas masivas viven poco (unos millones de años).
- Las estrellas de menor masa (como el Sol) viven miles de millones de años.
El Sol se encuentra transformando hidrógeno en helio desde hace aproximadamente 4 600 millones de años, y se estima que le restan otros 5 000 millones de años antes de transformarse en una gigante roja.
Duración de la secuencia principal
La fase de la secuencia principal de una estrella similar al Sol dura aproximadamente 10 000 millones de años.
Las estrellas más masivas evolucionan más rápidamente porque irradian mucha más energía y su fase de secuencia principal dura sólo unos 10 millones de años. Por otro lado, las estrellas menos masivas tienen una vida más larga en la secuencia principal: una estrella con el 25 % de masa del sol pasa unos 70 000 millones de años en la secuencia principal.
Enanas marrones
Existe un límite inferior para que una estrella “nazca”. Si no tiene suficiente masa (menos del 8 % de la del Sol), no puede iniciar la fusión de hidrógeno. Esos objetos son las enanas marrones. Pueden generar algo de luminosidad a partir de la quema de deuterio pero esta fuente de energía se agota rápidamente. Estas enanas marrones tienen temperaturas superficiales en el rango de 700 a 1 700 °C.
Se parecen más a planetas gigantes pero cómo se forman a partir del colapso de gas (como las estrellas) se consideran estrellas fallidas.
Figura 2 Estrella marrón enana
Nota. Adaptado de Brown Dwarf 2M1207A and Companion {Fotografía} por Plaza Cielo Tierra, 2016, NASA/ESA & Y. Zhou Hubble (https://esahubble.org/images/opo1605b/). Dominio Público.
Fin de la secuencia principal
A lo largo de la evolución estelar la fase de la secuencia principal termina cuando se agota el hidrógeno en el núcleo.
Una vez que el núcleo de una estrella se queda sin hidrógeno, el equilibrio se pierde y el núcleo comienza a colapsar. A medida que el núcleo colapsa, la capa de plasma que lo rodea se calienta lo suficiente como para comenzar a fusionar hidrógeno.
Al comenzar la fusión en la capa de plasma que rodea al núcleo, el calor adicional provoca una expansión drástica de las capas externas de la estrella y la superficie se extiende hasta cientos de veces más allá de su tamaño original.
En la superficie de la estrella la energía se disipa mucho más provocando el enfriamiento de la superficie y pasando de blanca o amarilla a roja.
Estrellas gigantes muy masivas
Existen tres tipos de estrellas rojas: supergigantes, gigantes y enanas. Las gigantes y supergigantes rojas son estrellas que se encuentran en las etapas finales de sus vidas. Han agotado el hidrógeno como fuente de energía en sus núcleos y, como resultado, se han expandido enormemente. Esta expansión ha enfriado sus superficies.
Las supergigantes rojas son estrellas muy masivas con masas que varían entre 8 y 40 veces la del Sol. A pesar de ser intrínsecamente muy luminosas —entre decenas de miles y hasta 100 mil veces más brillantes que el Sol—, su gran tamaño hace que sus superficies tengan temperaturas relativamente bajas entre 3500 y 4000 Kelvin (la superficie del Sol es de 5770 Kelvin), lo que explica su color rojizo.
Las estrellas muy masivas como las supergigantes rojas pasan por etapas donde se fusionan elementos cada vez más pesados, tales como el carbono, el oxígeno y el silicio. Estas estrellas terminan formando un núcleo de hierro porque ya no pueden producir energía. Entonces colapsan repentinamente, desencadenando una enorme explosión llamada supernova.
Tras una supernova, el núcleo puede quedar como una estrella de neutrones, increíblemente densa. O si la masa es muy grande, seguir colapsando hasta formar un agujero negro, un objeto tan denso que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él.
Estrellas de masa más baja o asintótica
En otro tipo de estrellas, cuando se agota el helio, la estrella vuelve a expandirse y se convierte en una gigante asintótica. Las capas externas de una gigante asintótica pueden ser expulsadas lentamente formando una nebulosa planetaria mientras que el núcleo queda como una enana blanca, un remanente caliente y denso compuesto de carbono y oxígeno.
En estos casos la estrella expulsará lentamente sus capas externas, formando una nebulosa planetaria mientras que el núcleo remanente quedará como una enana blanca.
Síntesis
En resumen, el destino de una estrella depende principalmente de su masa:
- Las más pequeñas se apagan suavemente como enanas blancas.
- Las intermedias terminan como estrellas de neutrones.
- Las más grandes terminan en explosiones violentas y, a veces, como agujeros negros.
Figura 3 Esquema de evolución estelar
Referencias
Karttunen, H., Kröger, P., Oja, H., Poutanen, M., & Donner, K. J. (2017). Fundamental astronomy. Springer.
