Introducción

En nuestra galaxia, la Vía Láctea, existen cien mil millones de estrellas. Estas estrellas son de distintos tipos, todos hemos oído hablar de enanas blancas, supernovas, pulsars, agujeros negros, estrellas dobles, estrellas variables. Pues bien, de todo esto vamos hoy a hablar aquí, aunque es importante que partamos del hecho de que no todos los astros que vemos son estrellas, solo las que parpadean en la noche lo son. El resto de objetos que podemos confundir con estrellas suelen ser sobre todo planetas, cometas, galaxias,etc.

La primera visión que tenemos de las estrellas es la de formar parte de las constelaciones, como La Osa Mayor, Orión (ver foto 1) etc. Sin embargo estas reuniones de estrellas no son ciertas, solo son efectos visuales. Cada estrella que forma parte de una constelación se encuentra a una determinada distancia de nosotros, prácticamente distinta para cada una de ellas, pero debido a su gran lejanía no somos capaces de verlas tridimensionalmente y únicamente podemos verlas proyectadas en el plano de la esfera celeste.

Nacimiento de una estrella

Para poner un poco de orden a la gran cantidad de estrellas el astrónomo las clasifica según criterios medibles accesibles a la observación. Una de las magnitudes que más se usan es la temperatura superficial de la estrella. A poco que observemos el cielo nos podemos dar cuenta de que las estrellas son de distintos colores, es la temperatura que la estrella tiene en su capa más exterior la que determina el color de esta. El color de las estrellas de mayor a menor temperatura viene dado en la tabla 1.

La relación entre la luminosidad de una estrella y su temperatura superficial se puede ver en el diagrama de Hertzsprung-Russell, o también conocido como diagrama H-R , ver gráfica 1. Cada una de las estrellas que observamos en el cielo se localiza en un punto del diagrama H-R. Observando este diagrama podemos ver que la mayor parte de las estrellas se sitúan en una franja denominada Secuencia Principal, esta región del diagrama H-R se corresponde con el estado evolutivo en el que las estrellas pasan la mayor parte del tiempo. A lo largo de su vida, una estrella cambia su posición en el diagrama describiendo su traza evolutiva. Observando el diagrama nos podemos dar cuenta de que las estrellas que más energía emiten son las azules y las que menos las rojas. Todas las estrellas que están por encima del Sol emiten mayor energía que esta.

Las estrellas se forman a partir de las grandes nubes de gas y polvo presentes en el espacio interestelar. Este es un medio muy complejo debido a las condiciones físicas a las que se encuentra sometido. Su composición es sobre todo  de Hidrogeno en un 75 % y Helio en un 25 %, junto con algunas trazas de Carbono, Nitrógeno, Oxigeno, Calcio, Sodio y otros elementos pesados. En este medio también podemos encontrar granos de polvo de un tamaño menor que micras, el núcleo puede ser de Hierro o Grafito rodeados de Amoniaco o Metano.

La aparición de inestabilidades puede producir el inicio del proceso de contracción en las nubes que origina el nacimiento de la protoestrella. Para que se forme una protoestrella, es necesario que la energía gravitacional de la nube sea mayor que su energía térmica, de esta forma, la tendencia a juntar las partículas será más fuerte que la que tiende a dispersarlas. Conforme la contracción hace disminuir el tamaño del sistema, su interior se va haciendo opaco a la radiación y, en consecuencia comienza a calentarse. Cuando la temperatura del núcleo alcanza el millón de grados, se desencadenan las reacciones nucleares de fusión del Hidrogeno que contribuyen a aumentar la temperatura del interior. En este punto, la presión interna se hace suficientemente grande como para contrarrestar el colapso gravitatorio, deteniéndose la contracción. La protoestrella deja de serlo y se convierte en una estrella situada en la secuencia principal de diagrama H-R. La evolución futura de este cuerpo, queda determinada por la cantidad de masa que tiene en este momento.

En ocasiones las estrellas se encuentran reunidas en cúmulos estelares (ver foto 2) esto se debe a que una misma nebulosa puede dar lugar a varios núcleos de condensación de estrellas. Todas estas estrellas se encuentran en un espacio relativamente reducido y se puede decir que nacieron a un mismo tiempo. Muchos de estos cúmulos son estrellas jóvenes como Las Pléyades (ver foto 3) otros pueden poseer estrellas más viejas. A veces se da el caso de que una estrella tiene otra de compañera, a estas estrellas se las llama estrellas dobles. Como ejemplo podemos citar a las compañeras de Alcor y Mizar en La Osa Mayor. Las estrellas dobles están muy alejadas de nosotros y es por ello que no podemos distinguirlas por separado a simple vista.

Evolución estelar

Veamos como es la evolución de una estrella de tipo solar. Una estrella de tipo solar pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal, transformando Hidrogeno en Helio, en un estado de equilibrio muy estable. El tiempo que la estrella permanece en este estado depende de la cantidad y tipo de combustible nuclear que tiene así como de la rapidez con que lo consume. Las estrellas más grandes, a pesar de que tienen una cantidad mayor de Hidrogeno, lo consumen a una velocidad tan grande, que se les acaba antes que a las menos masivas. El intervalo de tiempo oscila entre algunos millones de años para las más masivas, hasta decenas de miles de millones de años para las más pequeñas.

Cuando en el núcleo de la estrella se ha consumido todo el Hidrogeno y se ha transformado en Helio, disminuye la producción de energía en el núcleo lo que origina una contracción del mismo, con el consiguiente aumento de la temperatura. En este momento, la estructura de la estrella se compone de un núcleo inerte de Helio, rodeado por una capa termonuclearmente activa y, más alejada una atmósfera estelar dilatada y fría. El núcleo de Helio se va haciendo cada vez más grande por el aporte de la capa externa en la que se sigue produciendo este material a partir del Hidrogeno, hasta que las condiciones de temperatura y presión activan la reacción de fusión del Helio en Carbono. Justo antes de que se produzca este hecho, tiene lugar un aumento rápido y breve de la luminosidad de la estrella, conocido como Flash del Helio, que es el detonante de la nueva reacción de fusión nuclear. La superficie alcanza un tamaño muy grande pero esta a una temperatura muy baja. La estrella se encuentra en la fase de Gigante Roja. Cuando el Sol alcance esta fase, su luminosidad será de unas 1000 veces la luminosidad actual y su atmósfera se extenderá hasta la órbita de Venus. La temperatura en la superficie de la Tierra será superior a la de fusión del plomo. Las estrellas Arturo o Betelgeuse se encuentran en esta etapa de su evolución (ver foto 4).

Cadáveres de estrellas

Una Gigante Roja evoluciona lentamente, la estrella comienza a desprenderse de las capas más externas. Más tarde, las capas externas terminan por desligarse definitivamente de la estrella, originando una Nebulosa Planetaria (ver foto 5). La vida estimada de estas nebulosas se estima en unos 50000 años, transcurridos los cuales, la materia que las forma termina por diluirse en el medio interestelar.

Mientras la superficie se expande y enfría, en el centro se va produciendo un núcleo de Carbono. Cuando se agotan el Hidrogeno y el Helio, queda un núcleo compacto de Carbono del tamaño de un planeta como la Tierra, pero con una masa del orden de la del Sol. Inicialmente, este núcleo se encuentra a una temperatura muy elevada constituyendo una Enana Blanca, pero dado que en su interior ya no tienen lugar nuevas reacciones nucleares, es un cuerpo térmicamente inerte que se enfría con el paso del tiempo, pasando de enana blanca a Enana Marrón y finalmente a Enana Negra.

La evolución de las estrellas más masivas que El Sol desemboca en fenómenos cataclísmicos. Tras permanecer en la secuencia principal transformando Hidrogeno en Helio en su núcleo, sobreviene la etapa de Supergigante Roja en la que, al igual que ocurría con las estrellas menos masivas, se han expandido las capas más externas mientras el núcleo sé hacia más pequeño y caliente. La conversión de Hidrogeno en Helio se desplaza del centro y en el centro comienza la reacción que forma núcleos de Carbono. Cuando se acaba el Helio en el centro de la estrella una nueva contracción eleva su temperatura activándose una nueva reacción termonuclear que fusiona los núcleos de Carbono para producir otros más pesados de Magnesio, Oxigeno, etc. De esta manera el núcleo de la estrella adquiere una estructura con sucesivas capas en las que tiene lugar una reacción distinta. Esta situación continua hasta que aparece en el centro de la estrella el Fe56, el isótopo más estable del núcleo de Hierro. Este núcleo tiene la propiedad de ser más estable que el de cualquier otro elemento pesado, por lo que no hay ninguna reacción nuclear que haga reaccionar al Fe56 para formar núcleos más pesados. Cuando el núcleo de Hierro de la estrella adquiere un tamaño importante y la temperatura alcanza el valor de 5*10⁹ K el equilibrio hidrostático que ha mantenido la estrella durante toda su vida, se rompe definitivamente. En tiempos del orden de un segundo, todas las capas del núcleo se precipitan hacia el centro formándose un núcleo atómico gigante compuesto por neutrones de una dureza inimaginable, sobre el que colisionan las partes más externas del núcleo que salen eyectadas hacia el exterior a velocidades del orden de varios miles de kilómetros por segundo. Durante unos días, la estrella alcanza un brillo comparable al de toda una galaxia. En una explosión de este tipo, conocida como Supernova del tipo II, se inyectan en el espacio interestelar una serie de núcleos pesados producidos en el interor de la estrella que pasaran a formar parte de otras estrellas y sistemas planetarios, si eventualmente alcanzan una región en la que más tarde se formaran nuevas estrellas y planetas, como es el caso del Sistema Solar. En lo que antes era el centro de la estrella, puede quedar un objeto compacto, que será una enana blanca si su masa es inferior a 1.4 veces la masa del Sol, una Estrella de Neutrones (ver foto 6) si su masa esta comprendida entre 1.4 y aproximadamente 2.5 masas solares, o un Agujero Negro (ver foto 7) si el objeto compacto es más masivo. Las estrellas de neutrones son auténticos núcleos atómicos pero con un tamaño de algunas decenas de Kilómetros de diámetro. Su rápida rotación permite observarlos como emisores de pulsos de ondas de radio bajo la denominación de Púlsars. Si la masa del objeto colapsado es todavía mayor, ni siquiera la presión de los neutrones degenerados es capaz de contrarrestar el colapso gravitatorio, por lo que ninguna otra fuerza de la naturaleza puede vencer a la gravitación. En estas condiciones, el objeto se colapsa indefinidamente y, cuando en su superficie la gravedad es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ella, se dice que se ha formado un agujero negro.