¿QUE ES UNA ESTRELLA?

Por Encke

Seguramente todos estemos acostumbrados a verlas en el cielo nocturno. Pero quizas pocos nos hayamos preguntado ¿que son realmente? ¿De que estan hechas? ¿Como y porque se formaron? ¿Y cual es su destino? Pretendo aclarar estas y otras cuestiones en este primer articulo y en los sucesivos.

En el colegio nos enseñaron que una estrella es un astro que emite luz propia. Cierto, pero vayamos un poco mas alla. Son masivas esferas gaseosas en un estado de la materia denominado plasma y que no se suele dar en la Tierra.  

Estas esferas de plasma estan en un estado de equilibrio entre dos fuerzas: por un lado la presion provocada por la enorme temperatura que hace que un gas se expanda y por otro la gravedad que contrarresta dicha presion. Es lo que se denomina equilibrio hidrostatico.

¿Pero qué es el plasma? Imaginemos un cubito de hielo. Logicamente esta en estado solido. Si lo dejamos a temperatura ambiente al cabo de un rato se habra fusionado o derretido y habra pasado a estado liquido. Si ahora lo ponemos a calentar, al cabo de un tiempo comenzara la ebullicion y el agua pasara a estado gaseoso o vapor. Estas son las tres fases o estados de la materia habituales.

Si seguimos proporcionando temperatura (y por tanto suministrando energia), ese vapor cada vez estara mas caliente. Llegara un momento en que la molecula de agua se disocia en sus elementos hidrogeno y oxigeno. Aumentemos mas la temperatura... los electrones de las capas mas externas de esos atomos reciben tanta energia que escapan. La materia por tanto comienza a ionizarse (deja de ser neutra y comienza a adquirir carga electrica). Al final de todo el proceso tendremos el nucleo atomico desprovisto de su capa de electrones y a una increible temperatura de cientos de miles o millones de grados. Esa extraña “sopa” de nucleones y electrones es lo que se llama plasma.

¿Que es lo que hace que brille y este tan sumamente caliente?

Hasta bien entrado el siglo XX esta pregunta era uno de los mayores quebraderos de cabeza de la ciencia. En el siglo XIX lord Kelvin propuso el mecanismo que lleva su nombre que basicamente consiste en que el colapso gravitatorio que produce una estrella como nuestro Sol, hizo que la energia potencial se convierta en energia termica. El problema es que segun ese mecanismo el Sol deberia tener una antiguedad de unos 30 millones de años. Si en la Tierra existen fosiles muchisimo mas antiguos... entonces hay algo que no cuadraba.

Y en esto llego Albert Einstein a primeros del siglo XX con su teoria de la Relatividad y su principio de equivalencia entre masa y energia, la famosa ecuacion E = mc2. Unas decadas mas tarde fisicos como Hans Bethe y Mark Oliphant descubrieron los procesos de fusion nuclear que junto con la ecuacion de Einstein resolvieron el misterio.

Muy basicamente consiste en lo siguiente:

La masa del hidrogeno es practicamente la masa de un proton; la masa del helio, la de dos protones y dos neutrones. Pero la masa del helio es menor que cuatro veces la masa del hidrogeno: es decir, hay un defecto de masa. ¿A donde ha ido esa masa que falta? Este defecto de masa es la energia liberada en el proceso de fusion nuclear 4H --> He. Se pierde en el proceso un pequeño porcentaje que se convierte en energia en forma de luz, calor, radiacion y neutrinos que recibimos a diario.

Mediante la fusion nuclear se generan atomos mas y mas pesados hasta llegar al hierro. A partir del hierro, las reacciones nucleares son endotermicas, es decir, consumen mas energia de la que aportan. El hierro es un “veneno” que literalmente “mata” a la estrella provocando una colosal explosion conocida como supernova. Hablaremos de todo esto mas adelante en las sucesivas partes.

¿Como se forma una estrella?

El proceso de formación de una estrella se puede resumir de la forma siguiente: se inicia en el interior de una nube fría de polvo y gas interestelar que empieza a colapsarse bajo la acción de su gravedad (su propio peso). La nube se fragmenta y la contracción calienta los fragmentos hasta que eventualmente el centro se hace lo suficientemente caliente para que las reacciones de fusion nuclear se inicien. En este punto la contracción se detiene contrarrestada por la presion, llegando a ese estado de equilibro comentado antes. Es el nacimiento de una estrella.

La primera fase en el proceso de formación de una estrella es una gran nube de gas interestelar de decenas de parsecs (un parsec equivale a unos 3’26 años luz) de diámetro. Con una temperatura extremadamente gelida de entre 263 a 163 grados bajo cero y una masa de miles de veces la masa del Sol en forma de gas, esta nube se hace inestable y eventualmente se fragmenta en nubes más pequeñas.

¿Pero que produce este colapso?

No esta demasiado claro aun pero se piensa que quizás este influido por causas externas como pueden ser las ondas de presión producidas por estrellas cercanas o explosiones de supernovas.

Una vez que se inicia el colapso, una consecuencia es la fragmentación en nubes más pequeñas mientras continúen las inestabilidades en el gas. Una nube típica puede romperse en diez, cien y hasta miles de fragmentos cada uno de los cuales sigue el comportamiento de la nube madre y continua contrayéndose cada vez más rápido. Este proceso dura unos pocos millones de años. De esta forma, una nube interestelar puede producir muchas estrellas al mismo tiempo, incluso un cúmulo con cientos de estrellas. Por tanto las estrellas no nacen aisladas, la mayoría se originan como miembros de sistemas múltiples o de cúmulos.

Aunque la nube ha disminuido substancialmente su tamaño por la contracción, la temperatura no ha variado mucho ya que la energia se disipa facilmente al exterior del nube debido a la poca densidad del gas. Si continua la contraccion el gas se hacen má denso y la radiación empieza a no poder escapar fácilmente. La radiación queda atrapada haciendo que la temperatura suba, y aumente la presión.

Varias decenas de miles de años después del comienzo del colapso, un fragmento típico tiene la forma de una esfera gaseosa con un diámetro aproximadamente como el de nuestro sistema solar. La región más interior del fragmento se ha hecho opaca a su propia radiación y ha empezado a calentarse a unos 10 mil grados. Sin embargo la temperatura en la periferia del fragmento no ha aumentado mucho, ya que la densidad aumenta mucho más rápidamente en el núcleo de los fragmentos que en la periferia...

Continuaremos en el proximo articulo hablando de “palabros” como protoestrellas, globulos de Bok, objetos de Herbig-Haro y trazas de Hayashi.