Iniciamos hoy una nueva serie, La vida privada de las estrellas, en la que vamos a escudriñar los secretos mejor guardados de estos objetos astronómicos, como siempre, siguiendo la filosofía de El Tamiz - Antes simplista que incomprensible. De modo que, como decimos habitualmente, si eres astrofísico, cierra los ojos o rechina los dientes, como prefieras, ante las simplificaciones dolorosas que vas a leer.
Seguiremos la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte, hablando sobre los diversos caminos que puede seguir y las cosas que pueden ocurrirle durante su existencia. No creo que sea una serie demasiado larga, aunque nunca se sabe. Espero que la disfrutéis.
Empecemos la serie, naturalmente, por el principio. Hoy estudiaremos el nacimiento de una estrella.
Hay estrellas naciendo en una miríada de lugares del Universo ahora mismo, mientras lees este artículo. Todas ellas se forman en el interior de nubes de hidrógeno molecular: zonas del Universo donde la densidad de átomos de hidrógeno es suficientemente grande como para que se asocien en gran número formando moléculas de H2; en algunos lugares tienen átomos de otros elementos, restos de estrellas muertas, como veremos más adelante. Algunas de ellas son pequeñas, otras son gigantescas, con la masa de diez millones de Soles:
Estas nubes de gas y polvo pueden permanecer de esa forma durante muchísimo tiempo, pero tarde o temprano suele haber algo que las vuelve inestables. Puede ser simplemente la casualidad que haga que la densidad en una zona de la nube sea mayor que en otras, puede ser la colisión con otra nube, o el recibir la onda de choque de una supernova…cualquier cosa que haga que, en una parte de la nube, haya una cantidad considerable de moléculas que estén más cerca unas de otras que en las demás.
En ese momento, la gravedad acerca a las moléculas alrededor del punto de mayor densidad. Por supuesto, esto hace que la atracción gravitatoria sobre otras moléculas de hidrógeno cercanas aumente, atrayéndolas hacia el centro. Poco a poco la nube, de ser más o menos homogénea, se va dividiendo en zonas mucho más densas separadas de regiones menos densas o casi vacías.
Pero, además, cuando las moléculas son atraídas hacia las zonas más densas, aceleran: según la región de la nube de gas se contrae, las partículas se acercan unas a otras y se mueven cada vez más rápido, es decir, la temperatura aumenta. La energía potencial gravitatoria se convierte en energía cinética de las moléculas - energía térmica. Por supuesto, aún es una temperatura muy baja comparada, por ejemplo, con la de la Tierra, pero aumenta continuamente.
Llega un momento en el que, dentro de la nube, hay pequeñas esferas de gas muy caliente, llamadas protoestrellas, que van haciéndose cada vez más pequeñas y más calientes según la gravedad va acercando a las moléculas de hidrógeno unas a otras. Este proceso es, dentro de la vida de una estrella, extraordinariamente rápido - en un abrir y cerrar de ojos de sólo 100.000 años, la bola de gas se habrá comprimido hasta el tamaño de una estrella.
Es difícil ver estas protoestrellas, porque aún no emiten luz visible y, además, suelen estar escondidas dentro de las enormes nubes de gas y polvo. De hecho, a veces es posible verlas no porque brillen sino por todo lo contrario: cuando tienen una gran cantidad de elementos más pesados que el hidrógeno (como silicatos, óxidos de carbono y helio) pueden verse como siluetas contra un fondo brillante. En ese caso, se llaman glóbulos de Bok, observados por primera vez por el astrónomo Bart Bok en los años 40:
Una vez que la protoestrella se va comprimiendo, pueden pasar tres cosas:
Si la masa de la protoestrella no es muy grande (menos de unas 13 veces la masa de Júpiter), cuando las moléculas del gas se han acercado todo lo posible la temperatura es menor que la necesaria para que se produzca la fusión de ningún isótopo del hidrógeno (menos de 1.000.000 K). En ese caso lo que se tiene no es una estrella, sino simplemente un gigante de gas: nunca llega a brillar con luz visible - la superficie está a menos de 1.000 K. Esto no quiere decir que la “estrella fallida” no emita radiación: sí la emite, pero al no disponer de una reacción nuclear que mantenga la temperatura, el objeto subestelar se enfría muy rápido según radia energía infrarroja.
Estas estrellas fallidas siguen enfriándose poco a poco y probablemente serán algunos de los objetos más viejos del Universo algún día, ya que no “mueren” como una estrella que se llega a formar. Aunque no se han formado igual, incluso nuestros grandes gigantes gaseosos, Júpiter, Saturno y Neptuno, emiten más radiación de la que reciben del Sol.
Sin embargo, si la nube gaseosa que se contrae es más grande (entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter), dispone de más energía potencial gravitatoria para calentarse. Según las moléculas se aprietan unas contra otras puede calentarse hasta un punto crítico: el millón de grados. A esa temperatura de 1.000.000 K se inicia la fusión del deuterio y la protoestrella “se enciende” nuclearmente: se convierte en una enana marrón. Por cierto, la distinción entre las enanas marrones y los grandes gigantes gaseosos no está demasiado clara, pero el hecho de que produzca (o haya producido alguna vez) la fusión del deuterio no es un mal criterio para distinguirlas de los gigantes de gas.
Pero estas enanas marrones no brillan mucho: aunque en el centro tengan un millón de grados, su superficie está a menos de 2.000 K, de modo que son de un color rojo profundo y emiten casi toda la radiación en el infrarrojo. Además, piensa que lo único que una enana marrón puede fusionar es deuterio (hidrógeno-2): no puede iniciar la fusión de protones (hidrógeno-1) porque para eso hacen falta unos 3.000.000 K, y la pequeña enana marrón nunca podrá alcanzar esa temperatura. De modo que, en unos cuantos millones de años, se le acaba el deuterio, pues no hay mucho comparado con hidrógeno-1…y a partir de entonces su brillo va disminuyendo. La enana marrón, al igual que los gigantes gaseosos anteriores, va convirtiéndose en un objeto más y más frío según radia energía, pero ahí siguen durante un tiempo enorme - nunca se encienden “de verdad”, de modo que nunca mueren.
Ahora bien, si la protoestrella es suficientemente grande (unas 80 veces la masa de Júpiter), la temperatura en el centro aumenta según se acercan las moléculas hasta que se “enciende” la fusión del hidrógeno - en ese momento ha nacido la estrella. En no demasiado tiempo, la presión hacia fuera de la radiación emitida por la fusión compensa la presión hacia dentro debida a la gravedad y la estrella se estabiliza. Su temperatura en la superficie, dependiendo de la masa de la protoestrella, puede ir desde poco más de 2.000 K hasta 50.000 K o incluso más en algún caso aislado.
Lo que se tiene entonces es una estrella de verdad: puede ser roja y no muy brillante, amarilla como nuestro Sol, o de un azul intenso para estrellas más grandes, pero brilla con luz visible y una belleza arrebatadora. A partir de entonces, la estrella recién nacida entra en lo que se denomina secuencia principal…pero de eso hablaremos en próximas entregas de la serie. En el siguiente artículo, los tipos espectrales.
Tomado de: Pedro Gómez-Esteban González. (2009). El Tamiz. Recuperado de: https://eltamiz.com/el-sistema-solar/
