A pesar de que las estrellas son objetos inanimados, tenemos la tendencia de explicar sus etapas de evolución como si fuesen seres vivos. Como nosotros, las estrellas nacen, viven y mueren. Por supuesto sus vidas son mucho más largas que las nuestras, ya que estas pueden extenderse miles de millones de años. Durante sus vidas, las estrellas producen cantidades ingentes de energía a través de los procesos nucleares que ocurren en su interior y que les dan su resplandor característico. Pero empecemos por el principio: ¿de donde vienen las estrellas?
La materia no está distribuida uniformemente en el espacio. Entre los espacios vacíos existen regiones de nubes de gas y polvo, llamados medio interestelar, que son más densos que las zonas circundantes. Normalmente la energía cinética de las partículas va a estar equilibrada por la propia atracción gravitatoria de la nube. Si se perturba la nube, como por ejemplo por la explosión de una supernova vecina, el equilibrio se rompe y algunas zonas de la nube pueden hacerse más densas.
Cuando se llega a una cierta masa critica, las zonas más densas de la nube pueden colapsar bajo la influencia de su propia fuerza gravitatoria, provocando una mayor fragmentación en zonas más pequeñas y más densas. Este proceso puede tomar algunos millones de años. Cuando la nube se contrae, aumenta su temperatura y su densidad. Eventualmente, el nuevo objeto adquiere una forma esférica y se denomina una protoestrella. Gracias a su atracción gravitatoria, materia de la nube continúa cayendo en ella, aumentando su temperatura y densidad, hasta que esta llega a ser tan grande, que las reacciones nucleares que convierten el hidrogeno en helio pueden comenzar. Es entonces cuando ha nacido una nueva estrella.
La mayoría de las estrellas nacen en los brazos de una galaxia espiral, donde hay más gas y polvo. En ocasiones, varias estrellas pueden formarse en la misma nube molecular, algo que se conoce como un cúmulo estelar. Existen dos tipos de cúmulos, los llamados cúmulos abiertos, que pueden contener cientos estrellas relativamente jóvenes y calientes, muy separadas y los llamados cúmulos globulares, que pueden contener miles de estrellas más confinadas espacialmente.
Con la excepción del Sol, la mayoría de las estrellas están muy lejos. La estrella más cercana, Próxima Centauri, está a 4,24 años luz. Esto significa, que cuando los astrónomos observan las estrellas es difícil saber que está ocurriendo realmente. Principalmente observan dos cosas: su luminosidad y su color.
Cuando los astrónomos hablan sobre la luminosidad de una estrella, en lo que están pensando es en su magnitud absoluta, o sea su luminosidad real y no la aparente, que depende de cuanto de lejos está de nosotros. Esta magnitud se mide en una escala logarítmica con relación al Sol: por ejemplo si una estrella tiene luminosidad 1, esto significa que tiene la misma luminosidad que nuestro Sol. El color de una estrella está relacionado con su temperatura superficial; las más calientes son azuladas, comparadas con las más frías, que son rojizas.
Uno puede crear un diagrama de dos dimensiones de la temperatura de la superficie de las estrellas contra su luminosidad. Este diagrama se ve como el de aquí a la derecha.
Este diagrama es posiblemente el gráfico más importante en la Astronomía, el llamado diagrama Hertzsprung-Russell, nombrado así por los dos astrónomos que lo dibujaron por primera vez. En el eje horizontal representa la temperatura de la superficie, pero aumentando de derecha a izquierda, y en el eje vertical se representa la energía emitida o luminosidad.Es interesante que la distribución de las estrellas en este diagrama no es uniforme. Claramente forman un patrón diferente. La mayoría de las estrellas se encuentran en una banda que va desde la parte izquierda superior (estrellas grandes, brillantes, calientes) a la derecha inferior (estrellas pequeñas, pálidas, frías). Esta banda se conoce como la Secuencia Principal. En la parte superior derecha están las estrellas brillantes, grandes pero frías, llamadas Gigantes Rojas, y en la esquina izquierda inferior, las llamadas Enanas Blancas, estrellas pequeñas, pálidas, pero extremadamente calientes.
Una estrella es estable y mantiene más o menos la misma luminosidad, temperatura superficial y tamaño durante aproximadamente el 90 % de su vida. En este momento de su evolución, la estrella se encuentra en equilibrio hidrostático. Por esta razón su posición en el diagrama Hertzsprung-Russell no cambia. En este estado se dice que la estrella está en la secuencia principal. Nuestro Sol es un magnífico ejemplo. Estas estrellas van de las calientes y brillantes del extremo izquierdo superior del diagrama hasta las más frías y pálidas del extremo derecho inferior. Las estrellas pueden permanecer en esta fase por mucho tiempo. Sin embargo las escalas temporales de los distintos tipos de estrellas son diferentes. Las estrellas mayores tienden a quemar su combustible más rápido, y por tanto consumirse en menor tiempo. Las estrellas pequeñas no necesitan usar tanta energía para contrarrestar la gravedad y tienen vidas más largas.
Las etapas de la vida de una estrella están determinadas por la cantidad y tipo de combustible del que dispone. Durante su viaje por la secuencia principal, las estrellas usan hidrogeno como combustible. Cuando el hidrogeno comienza a consumirse, la estrella produce menos energía para soportar su propio peso y el núcleo comienza a contraerse. Esto aumenta la temperatura y la densidad del núcleo y como resultado aumenta la luminosidad. Gracias a la mayor emisión de calor, el radio de la estrella puede aumentar de 100 a 1000 veces su tamaño original, pero con mayor superficie para calentar, y menor combustible disponible, la temperatura superficial puede disminuir hasta en un 50%, y la estrella se vuelve rojiza. Estas estrellas son llamadas Gigantes Rojas. En el diagrama Hertzsprung-Russell se sitúan en la parte superior derecha.
En la fase final de gigante roja, para estrellas pequeñas (con masas menores que ocho veces la masa del Sol), la estrella no puede contraerse lo suficiente para generar las temperaturas necesarias para mantener la fusión. Sin la ayuda de procesos nucleares para alimentarla, las capas externas de la estrella se convierten en inestables y el viento estelar producido por la estrella las hace expandir. Desde la tierra, esto se puede ver como grandes nubes coloridas que se alejan rápidamente de la estrella, dejando tras de si el núcleo. Esta nube que se aleja de la estrella se denomina nébula planetaria.
El núcleo remanente es pequeño pero muy caliente. Se denominan enanas blancas por su pequeño tamaño y su blanca y caliente superficie. Tienen una densidad tan elevada, que una pequeña cucharada de su material pesaría como un elefante en la tierra. Las enanas blancas se sitúan en la esquina inferior izquierda del diagrama Hertzsprung-Russell. Para estrellas pequeñas como nuestro Sol, el núcleo remanente estaría compuesto por carbón (y un poco de oxigeno), en el caso de estrellas mayores, puede estar compuesto por neón.
Esas estrellas no continúan fusionando el material estelar, por eso con el tiempo acabarán perdiendo su calor. Al final, perderán su brillo y se convertirán en Enanas Marrones.
Como hemos podido ver, hay muchos tipos de estrellas que difieren bastante entre sí. La diferencia más evidente es su tamaño. La figura de al lado, muestra algunas estrellas de nuestra galaxia. Se ven tres gigantes rojas: Antares, Betelgeuse y Aldebarán. Rigel es una supergigante azul. Sirio es una estrella de la secuencia principal, pero mucho mayor que nuestro Sol, que se ve como un pequeño punto en la parte inferior izquierda, en comparación con las otras. Las enanas blancas son tan pequeñas que no se pueden presentar a escala en la figura (fuente: NASA).
Para las estrellas con masa mayor que 8 veces la masa del Sol, la muerte está caracterizada por una explosión gigante: durante el primer segundo puede llegar a ser tan brillante como una galaxia con cientos de billones de estrellas. Estas explosiones se denominan Supernovas Tipo II.
A pesar de que la explosión estelar tuvo lugar el año 166 000 a.C., solo pudimos observarla el 23 de febrero de 1987. SN 1987A fue una de las explosiones estelares más brillantes observada desde la invención del telescopio 400 años atrás.
Durante la supernova, toda la materia se contrae en el corazón de la estrella que explota. Esto supone la contracción simultánea de protones y electrones de forma tan fuerte que estos se transforman en neutrones. Hay un límite para la contracción de los neutrones de modo que el corazón deja de contraerse y se forma una estrella de neutrones.
Las estrellas de neutrones están constituidas sólo por estas partículas y tienen un radio de sólo unos 10 km. Sin embargo la estrella de neutrones es tan densa que simplemente una cucharilla del material que la forma tiene unas 20 veces la masa de la gran pirámide de Giza. De hecho, las estrellas de neutrones son los objetos más densos que conocemos.
El Pulsar mejor conocido se localiza en el centro de la nebulosa del Cangrejo. La nebulosa del Cangrejo es una nube creada en la explosión de la explosión de una supernova observada por los astrónomos chinos en 1054 A.D.??. La nebulosa del cangrejo se está expandiendo desde entonces. En el centro de esta nube está el pulsar, es decir una estrella de neutrones rotando aproximadamente unas 30 veces por segundo. Fuente: NASA
Para que se cree un agujero negro, el núcleo de la estrella debe tener una masa de más de 2,5 veces la masa del sol. Con estas masas, la fuerza gravitacional del núcleo es tan alta que cuando el material de la estrella colapsa rápidamente en su interior, la fuerza de repulsión entre neutrones no puede compensarlo. La materia sigue cayendo creando un objeto cada vez más denso, hasta que eventualmente se convierte en un agujero negro.
Un agujero negro es una parte del espacio en la que se concentra tanta masa (y por lo tanto fuerza gravitacional) que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él. Se conoce como singularidad porque toda la materia se concentra en un sólo punto. Como nada de luz puede escapar, los agujeros negros son consecuentemente... negros. Esto implica para los astrónomos que no los pueden ver. Sin embargo, pueden ser detectados observando el aumento de la temperatura de la materia a su alrededor, cuando ésta gira en espiral y es engullida por el agujero negro. Estos agujeros negros tienen masas de alrededor de entre 4 y 10 veces la masa del sol.
Sin embargo, hay otros tipos de agujeros negros. Los astrónomos han descubierto también agujeros negros supermasivos (SBH, Supermassive Black Holes), con masas millones de veces la masa de nuestro sol. Se han encontrado en el centro de galaxias. Incluso hay uno en el centro de nuestra galaxia. Tiene el nombre de Sagitario A y una masa de alrededor de 4 millones la masa del sol. Algunos SBHs crean haces poderosos llamados cuásares o quasares.
Impresiona artísticamente observar un cuásar distante en el universo cercano. El gas denso que lo rodea, el polvo o incluso las estrellas producen el brillo del cuásar cuando son absorbidos en el SBH. Fuente:NASA
Los cuásares pueden emitir la energía de cientos de galaxias en un área que no es mayor que nuestro sistema solar. Los cuásares se encuentran muy lejos y se formaron cuando el Universo era mucho más joven y la densidad de materia que rodeaba el SBH era muy elevada. Los agujeros negros que quedan hoy en día en el centro de las galaxias ya se han tragado la mayoría de la materia que los rodea, y por lo tanto producen mucha menos energía.
Sorprendentemente la historia no termina aquí, los astrónomos han encontrado otro tipo más de agujero negro: el agujero negro intermedio, can masas cientos de veces mayor que la de nuestro sol. Esto es un descubrimiento bastante reciente y los astrónomos no están completamente seguros de qué hacer. Mientras los estudios parecen probar su existencia, ¡nadie sabe explicar cómo se han creado ya que parecen demasiado grandes para provenir de estrellas!.
Por un lado, que la materia depositada sobre la superficie de la enana blanca explote. Esta explosión se denomina nova ("nuevo" en latín) porque parece como si apareciese una nueva estrella en el cielo. Cada año son observadas alrededor de una decena de tales novae en la vía láctea únicamente. La estrella aparece brillante durante algunos días o semanas antes de disminuir de nuevo. También se observan novae recurrentes, con una repetición de intervalos de años o décadas.
Por otro lado puede ocurrir que una estrella explote como una supernova tipo-I. Se observa de forma visible cómo un punto brillante en la parte inferior izquierda ocurrida en las afueras de una galaxia. (Imagen: NASA). En esta segunda posibilidad la enana blanca puede eclosionar en una explosión gigante llamada supernova tipo-I. Estas supernovas pueden tener lugar muy a menudo y pueden ser tan brillantes como las supernovas tipo-II: pueden tener el brillo de cientos de billones de estrellas.
El resultado depende de la masa de la estrella.
