las estrellas
Una estrella es una enorme esfera de gas muy caliente y brillante. Las estrellas producen su propia luz y energía mediante un proceso llamado fusión nuclear. La fusión sucede cuando los elementos más ligeros son forzados para convertirse en elementos más pesados. Cuando esto sucede, una tremenda cantidad de energía es creada causando que la estrella se caliente y brille. A las estrellas se les encuentra en una variedad de tamaños y colores. Nuestro Sol es una estrella amarillenta de tamaño promedio. Las estrellas que son más pequeñas que nuestro Sol son rojizas y las que son más grandes que éste son azules.
Generalidades
Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la
radiación electromagnética, los
neutrinos y el
viento estelar y esto es lo que nos permite
observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la
turbulencia y las diferencias de densidad de la
atmósfera terrestre (
seeing). El
Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el
día o la
noche, respectivamente.
Descripción
Son objetos de
masas enormes comprendidas entre 0,08
[1] y 120-200
[2] masas solares (M
sol). Los objetos de masa inferior se llaman
enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al
límite de Eddington. Su
luminosidad también tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a
cuerpo negro con la siguiente ecuación:
donde
L es la luminosidad,
la
constante de Stefan-Boltzmann,
R el radio y
Te la
temperatura efectiva.
Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por
Niels Bohr en la teoría de las
órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la
fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso termina en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el
principio de exclusión de Pauli, produciéndose una
supernova.
Formación y evolución de las estrellas
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las
nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por
supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H
2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa
atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado
protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del
hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada
secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en
evolución estelar) y puede convertirse en una
enana blanca o explotar como supernova, dejando también un
remanente estelar que puede ser una
estrella de neutrones o un
agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase
Escalas de tiempo estelar).
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente
simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de
Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.
[3]
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el
Sistema Solar unos 10
20 gramos de materia estelar son expulsados por el
viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares.
