Ciclo de Vida de las Estrellas

Existen entre al menos 200 mil millones (2E11) de estrellas en nuestra galaxia la Vía Láctea. Y se estiman que existen al menos 2 trillones (2E12) de galaxias solo en el universo observable. Por lo que la cantidad de estrellas en el universo visible es de al menos 4E23 estrellas, esto es 50 mil estrellas por cada grano de arena que existe en todas las playas del planeta Tierra.

Sabemos que existen distintos tipos de estrellas. Algunas son grandes y brillantes y otras son pequeñas y tenues. Cuando miramos al cielo ya sea a simple vista o con potentes telescopios, resulta más fácil ver estrellas cercanas y grandes y luminosas. Sin embargo, como veremos las grandes y luminosas, no son ni remotamente las más abundantes.

La Tierra esta hecha principalmente de hierro, oxígeno, silicio y magnesio. Estos 4 elementos suman 93% de la masa de la Tierra. El resto de los elementos suman solo el 7%.

La estructura de la vida esta formada principalmente por 4 elementos: carbono, oxígeno, hidrógeno y nitrógeno.

Sin embargo, cuando el universo nació en el Big Bang hace 13.800 millones de años sólo estaba compuesto por 2 elementos 75% de hidrógeno y 25% de helio, con algunas trazas de litio. Todos los elementos adicionales que conforman nuestra planeta y nuestro organismo fueron creados por las estrellas.

Formación de una estrella

En esas nubes de hidrógeno y helio de mayor densidad la materia comienza a aglutinarse en forma esférica por efecto de la gravedad. El aumento de velocidad de los átomos produce un aumento de la temperatura de la materia hasta que llegara un punto donde esa materia empezaría a brillar. Nace una protoestrella. Al mismo tiempo también aumenta la densidad y por tanto el número de colisiones entre ellos.

Cuando la temperatura en el interior de la protoestrella es lo suficientemente elevada, la materia cambia se estado y se convierte en plasma. En el plasma, los electrones están separados de los núcleos atómicos, por lo que en lugar de átomos individuales, lo que se tiene es una sopa de núcleos atómicos y electrones. Esto permite a los núcleos de los átomos interactuar entre sí, lo cual no ocurriría si estos estuvieran rodeados de la nube de electrones.

Mientras tanto la temperatura y la densidad continúan creciendo. Cuando la temperatura supera los 15 millones de grados (y la densidad los 160 g/cm3) se inicia una reacción de fusión nuclear donde el hidrógeno del núcleo es convertido en helio. La energía liberada contrarresta en el colapso gravitatorio y la compresión se frena. Y así nacieron las primeras generaciones de estrellas.

Las siguientes generaciones nacieron y nacen continuamente en “criaderos de estrellas”, más conocidos como nebulosas. En las nebulosas, estrellas mueren y eyectan material en forma de gas. De este gas, nacen y se nutren nuevas estrellas.

Nebulosa del Aguila y sus Pilares de la Creación

Un dato importante es que la mayoría de las estrellas nacen en configuraciones dobles (estrellas binarias) o triples (tripletes). Algunas incluso llegan hasta configuraciones de 6. Pero otras, como nuestro Sol, son hijas únicas.

Vida y Muerte de una estrella

La mayoría de las estrellas pasan el 90% de sus vidas fusionando hidrógeno en helio. A este proceso se lo llama “secuencia principal”. Cuanta más masa posee la estrella, más rápido fusionará el hidrógeno en helio y menor será su vida, siguiendo una función cuadrática inversa. Estrellas con la masa del Sol, duran unos 10 mil millones de años. Las estrellas más pequeñas, con masas 10 veces menores a la del Sol, pueden duran más de 100 veces más, esto es 1 billon de años (70 veces la edad actual del universo). Es decir, a todo efecto práctico esas estrellas pequeñas existirán por siempre. Por el contrario, estrellas más grandes, con masas 100 veces mayores a la del Sol, pueden duran menos de 1 millón de años. Por lo tanto, existen estrellas que son casi tan viejas como el universo y aún no han vivido ni el 2% de su vida y hay otras estrellas, algunas que podemos ver a hoy a simple vista que no habían nacido aun cuando los dinosaurios dominaban la Tierra, Un ejemplo de ello son las “3 Marías”. Los dinosaurios no tuvieron la suerte de presenciar la constelación más linda del firmamento: Orion.

La fusion de hidrogeno en helio es la reacción nuclear que mantiene viva a la estrella durante el 90% de su vida, compensando la fuerza gravitatoria. El helio producido, más pesado, se va acumulando lentamente en el centro de la estrella por efecto de la gravedad. Mientras tanto, el proceso de fusión continúa ahora en una capa que rodea el núcleo (“shell”), donde la concentración de helio es menor.

Como el helio es más pesado, a medida que aumenta la cantidad, aumenta la presión y la temperatura. Llegando cerca del final de su vida, el ultimo 10%, el núcleo de helio ha crecido lo suficiente para que el proceso de fusión de hidrógeno en la zona que lo rodea se vuelva muy inestable. La temperatura cada vez mayor, fusiona de hidrogeno cada vez más rápido y la estrella comienza a expandirse y al expandirse, su superficie se enfría y su coloración se vuelve mas rojiza,

Cuando la temperatura del núcleo supera los 100 millones de grados, el helio del núcleo comienza a fusionarse formando carbono. La producción de energía debida a esta nueva reacción, añadida al incremento de fusiones de hidrógeno producido en la “shell” repercute en un aumento de la presión que supera a la presión gravitatoria, y por tanto la estrella se expande nuevamente, esta vez mas violentamente. El área superficial de la estrella crece tan rápidamente, que aún el aumento en la producción de energía no es suficiente para calentar toda la estrella que se enfría progresivamente. La estrella entonces empieza a brillar con un color que se torna rojizo, y por eso se llama gigante roja. Sin embargo, su brillo total es muy superior al brillo original que tenía cuando estaba en la secuencia principal. Una gigante roja puede tener un tamaño de 10 a 50 veces el tamaño del Sol. Arturo, Aldebaran y nuestro Sol en el futuro son ejemplos de gigantes rojas. Cuando vemos gigantes rojas estamos viendo estrellas que están en el ocaso de su vida.

Durante esta etapa la estrella tiene un núcleo central de helio que se está fusionando en carbono, rodeado por una capa de hidrógeno que se está fusionando en helio. El carbono se va acumulando en el centro.

Algunas estrellas de masas entre 2 y 3 masas solares pasan por un periodo de inestabilidad mientras fusionan helio en carbono para convertirse en gigantes rojas. Durante este periodo, la estrella varía muy rápidamente de tamaño y brillo con periodos cíclicos que van de pocas semanas. A estas estrellas que están atravesando este periodo se las llama Variables Cefeidas. Lo interesante en estas estrellas es que el periodo de variación de luminosidad es función de su luminosidad absoluta (luminosidad real). La luminosidad que detectamos depende la luminosidad real y de la distancia. Las Cefeidas con periodos más largos poseen mas luminosidad absoluta. Entonces, midiendo el periodo de variabilidad, sabemos con precision su luminosidad absoluta y con esto, podemos medir con precision su distancia, convirtiendo a este tipo de estrellas en un importante instrumento de medición astronómica. Recordemos que el método tradicional de medición de distancia se basa en la paralaje, es decir, como cambia la posición relativa de la estrella cuando la vemos desde extremos opuestos de la órbita terrestre alrededor del Sol, usando simplemente cálculos de trigonometría. Pero este método deja de ser preciso para distancias de más de 1000 años luz. Utilizando este método fue posible medir la distancia a nuestra galaxia vecina Andromeda.

Volvamos al ciclo de vida de las estrellas. Para estrellas de masas menores a 8 masas solares, como nuestro Sol, carbono es el material mas pesado que pueden crear. Estas estrellas simplemente no poseen suficiente masa para que la fuerza de gravedad colapse el núcleo de carbono lo suficiente para que la temperatura y densidad alcanzadas desencadenen la fusión del carbono. Cuando se agote el hidrogeno y el helio, la estrella se colapsará sobre el núcleo de carbono formando una enana blanca, un gigantesco diamante, del tamaño de un planeta Tierra. Son muy luminosas, por eso son blancas. Pensemos que la temperatura superficial de una estrella es de miles de grados, mientras que la de una enana blanca es de varios millones.

Como la mayoría de las estrellas nacen con compañeras (dobles o triples) se presenta el caso donde una de las mellizas muere antes y se convierte en una enana blanca mientras la/s otra/s aún no lo ha hecho. Típicamente se encontrará en su fase de gigante roja donde expulsa materia de su superficie, Esta materia puede ser capturada por la enana blanca. Si la masa de la enana blanca supera el límite de Chandrasekhar (1,4 masas solares), se inicia un proceso de nuclear. La enana blanca “vuelve a la vida” por un periodo muy breve de tiempo: se convierte en una Nova hasta que consume ese material extra y luego se apaga. Este proceso se repite intermitentemente hasta que se acaba el material de la estrella donora o se supere el límite máximo de estabilidad del núcleo de la enana blanca, en cuyo caso ocurre un estallido llamado Supernova tipo 1A, (una supernova de enana de enana blanca). Todas las supernovas tipo 1A poseen la misma energia, pues ocurren cuando se supera el límite de Chandrasekhar, por eso podemos estimar su luminosidad absoluta. Las supernovas son los eventos más energéticos del universo y pueden brillar con más luminosidad que todas las estrellas de una galaxia combinadas, Asi pues, conociendo la luminosidad absoluta de una supernova 1A, podemos estimar la distancia con gran precision. Es por esto que, como las estrellas variables Cefeidas, las supernovas 1A son instrumentos patrones de medición astronómica.

Ahora bien, si la estrella es lo suficientemente masiva, esto es, mas de 8 masas solares, seguirá una cadena de síntesis de materiales:

• T > 600 millones de grados, el carbono se fusiona para producir oxígeno, neón y magnesio.
• T > 1000 millones de grados, el neón se fusiona para producir oxígeno y magnesio
• T > 2000 millones de grados, el oxígeno se fusiona para producir silicio y azufre
• T > 3000 millones de grados, el silicio se fusiona para producir hierro.

Una estrella de este tipo, llegado este punto, se convierte en una súper gigante roja. Su tamaño puede crecer entre 100 y 1000 veces el tamaño del Sol. Antares y Betelgeuse son ejemplos de este tipo de estrellas, con tamaños de más de 800 veces el del Sol.

Para estas estrellas, el límite de síntesis es el hierro. El hierro no puede fusionarse para liberar energía porque tiene la mayor energía de enlace por nucleón de todos los elementos. Esto significa que la energía necesaria para fusionar núcleos de hierro es mayor que la energía que se liberaría en el proceso. Por tanto, la estrella no sólo no puede compensar el progresivo aumento de la gravedad, sino que la presión interna disminuye contribuyendo a que el colapso gravitatorio sea imparable. Durante el colapso, los núcleos de hierro que se encuentran en la parte central son destrozados en sus partículas elementales, protones y neutrones que son comprimidos aún más. Finalmente, los protones se convierten en neutrones. El núcleo de estas estrellas se convierte en nuevo material, materia neutrónica, la materia más densa y dura que pueda existir en el universo, si nuestras leyes de la física son correctas. Las fuerzas nucleares vienen rescate, de la estrella, impidiendo que la gravedad siga comprimiendo el núcleo.

Entonces, las capas superiores que vienen desmoronándose sobre si mismas chocan con este núcleo incomprensible y producen un rebote que colisiona con las capas más externas que vienen colapsando, lo que crea la explosion más poderosa que existe en el universo (solo superada por el Big Bang), llamada Nova o Supernova. Una supernova brilla con una luminosidad superior a la luminosidad de todas las estrellas de una galaxia combinadas. Pero solo por unas semanas. Durante esta explosion, la temperatura se incrementa casi sin límites, creando las condiciones necesarias para sintetizar los elementos aún más pesados que el hierro. La cantidad de estos elementos, porcentualmente hablando, es muy baja, comparado con el hidrogeno, helio y carbono.

Todos estos elementos son expulsados en forma de nebulosas y constituirán materia prima para para la formación de nuevas estrellas y planetas, repitiendo el proceso en un ciclo de vida, muerte y renacimiento. Cada nuevo ciclo utiliza más H y He procedente de la nucleosíntesis primigenia y crea mayores cantidades de elementos más pesados. Por eso la composición de las estrellas de generaciones son un poco distintas. Solo un poco.

Asi pues, de estas estrellas, lo que queda es el núcleo de materia neutrónica, girando hasta miles de veces por segundo. A estos cuerpos se los llama. estrella de neutrones. o pulsares. Una estrella de neutrones posee una masa similar a la de una estrella pequeña compactadas en un minúsculo cuerpo de unos pocos km. Su densidad es de 1E15 veces superior a la del agua. Esto significa que una moneda de este material pesaría más que una montaña.

Las fuerzas nucleares que detiene el colapso gravitatorio en una estrella de neutrones son poderosísimas. De hecho, es la fuerza más poderosa que conocemos. Sin embargo, no es infinita. Si la masa original de la estrella es de alrededor de 20 masas solares, como es el caso de Rigel, Deneb, Antares y Betelgeuse, el proceso de compactación no termina en materia neutrónica. Ni las fuerzas nucleares son capaces de detener a la fuerza de gravedad y ya no existe ninguna otra fuerza que pueda detener el colapso gravitatorio. El resultado de este proceso es la creación del “objeto” más extraño que las leyes de la física predicen: un agujero negro. Un agujero negro es un cuerpo de masa concreta que no ocupa lugar físico, Esto significa que su tamaño tiende a cero y su densidad a infinito. Su gravedad es tan grande que a su alrededor crea una region esférica del espacio de unos pocos km donde una vez dentro, nada, absolutamente nada, ni la luz puede escapar. Una carcel perfecta.

Clasificación de las estrellas

La masa de las estrellas, que típicamente varía entre 0,1 y 150 veces la masa del Sol, es su característica más importe, su ADN, La masa determina cuál será su luminosidad (cantidad de luz que produce). La luminosidad de una estrella sigue aproximadamente una función cúbica con su masa. Las estrellas 10 veces más masivas que el sol brillan unas 1000 veces más.

Y la luminosidad de una estrella determina su color. Las estrellas más masivas son más calientes y azules, mientras que las estrellas menos masivas son más frías y tienen una apariencia rojiza. El sol se encuentra en el medio del espectro, dándole un aspecto más amarillento.

Esta comprensión condujo a la creación de un diagrama conocido como diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R), un gráfico de estrellas basado en su brillo y color (que a su vez muestra su temperatura). La mayoría de las estrellas (90%) se encuentran en una línea conocida como la “secuencia principal”, que va desde la parte superior izquierda (donde las estrellas calientes son más brillantes) hasta la parte inferior derecha (donde las estrellas frías tienden a ser más tenues). Además, la masa de una estrella determina su radio, pues su radio determina su tamaño y este su luminosidad. Asi pues las estrellas más masivas, de unas 100 masas solares, pueden alcanzar un tamaño de unos 20 radios solares si están en secuencia principal. Asi pues sabiendo la masa de estrella, sabemos su radio, su luminosidad y su temperatura. Todo esto si está en la secuencia principal, es decir, fusionando hidrogeno.

En sus fases finales, la estrella sale de la secuencia principal, hacia arriba a la derecha. Su masa y su radio ya no mantienen relación. Las estrellas son mucho más más grandes y más frías. Pueden alcanzar radios de hasta miles de radios solares.

Para clasificar a las estrellas se utilizan letras:

• Tipo M: roja
  • Masa: 0,08 – 0,6 Mo (masa solar),
  • Radio: 0,08 – 0,6 Ro (radio solar)
  • Luminosidad: 0,02 – 0,07 Lo (luminosidad solar).
  • Temperatura: 2300 – 3800 K
  • Vida útil: 70 – 700 mil millones de años
  • Abundancia: 80%

• Tipo K: naranja
  • Masa: 0.5 – 0.8 Mo
  • Radio: 0,5 – 0,9 Ro
  • Luminosidad: 0,1 – 0,5 Lo
  • Temperatura: 3900 – 5200 K
  • Vida útil: 20 – 50 mil millones de años
  • Ejemplos: Pollux , Arturo (ya no en secuencia principal)
  • Abundancia: 8%

• Tipo G: amarilla
  • Masa: 0,8 – 1,1 Mo
  • Radio: 0,9 – 1,2 Ro
  • Luminosidad: 0,8:- 1,5 Lo
  • Temperatura: 5.300 – 6.000 K
  • Vida útil: 8- 12 mil millones de años
  • Ejemplos: Sol
  • Abundancia: 3,5%

• Tipo F: blanca amarilla
  • Masa: 1,1 – 1,6 Mo
  • Radio: 1,1 – 1,5 Ro
  • Luminosidad: 3 – 7 Lo
  • Temperatura: 6.000 – 7.600 K
  • Vida útil: 2 – 3 mil millones de años
  • Ejemplos: Procyon
  • Abundancia: 2%

• Tipo A: blanca azul
  • Masa: 1,6 – 2,4 Mo
  • Radio: 1,5 – 1,9 Ro
  • Luminosidad: 10 – 50 Lo
  • Temperatura: 7.600 – 10.000 K
  • Vida útil: 300 – 1000 millones de años
  • Ejemplos: Altair, Sirio, Vega, Formahault, Deneb (ya no en secuencia principal)
  • Abundancia: 0,7%

• Tipo B: azul
  • Masa: 2.5 – 17 Mo
  • Radio: 2.5 – 8 Ro
  • Luminosidad: 200 – 50.000 Lo
  • Temperatura: 10.000 – 30.000 K
  • Vida útil: 30 – 150 millones de años
  • Ejemplos: Rigel, Spica
  • Abundancia: 0,1%

• Tipo O: violeta
  • Masa: 23 – 100 Mo
  • Radio: 8 – 15 Ro
  • Luminosidad: 150.000 – 1.500.000 Lo
  • Temperatura: 30.000 – 50.000 K
  • Vida útil: 2 – 6 millones de años
  • Ejemplos: Alnitak y Mintaka (2 de las 3 marías)
  • Abundancia: 10 ppm

Estrellas fallidas: Enanas Marrones

Durante el proceso de formación, si la proto estrella no alcanza a juntar una masa de al menos el 8% de la masa de nuestro Sol, la estrella en formación no es capaz de iniciar el proceso de fusion de hidrogeno en helio. Estos cuerpos no son estrellas en sentido estricto, pero tampoco son planetas. Son una especie intermedia. Se las conoce como “enanas marrones” aunque su coloración puede variar.

Una enana marron poseen masas entre 13 y 80 veces superiores a la masa de planetas gigantes como Jupiter pero contra intuitivamente poseen tamaños similares. Pueden incluso ser más pequeñas,

Si bien las enanas marrones no pueden fusionar hidrogeno, puede fusionar deuterio (isotopo de hidrogeno más pesado) o incluso litio (las más grandes) por periodos de hasta 500 millones de años con temperaturas superficiales que van desde 30 a menos de 2000 grados.

Estrellas Oscuras

Como mencionamos anteriormente, las estrellas más pequeñas que el Sol, viven mucho más que la actual edad del universo. Y además representan casi el 90% de todas las estrellas. Osea que esencialmente casi el 90% de las estrellas podrían ser casi tan viejas como el universo. La pregunta es: ¿cómo podemos detectar a las estrellas más viejas? Para una estrella que vive 100 mil millones de años, tener 12 mil o 14 mil millones no presupone una diferencia evidente. Ambas se encuentran en su fase de secuencia principal y serian indistinguibles. La idea es buscar estrellas de masa adecuada, más pequeñas que el Sol, pero no mucho, que ya se encuentre fuera de su secuencia principal para poder identificar su edad.

Por otro lado, las estrellas que se formaron junto con la galaxia tienen trayectorias distintas a las estrellas más recientes. Las estrellas modernas giran, en su mayoría en el plano del disco galáctico. Las más antiguas tienen trayectorias irregulares, cuando la galaxia era elíptica. Algunas de ellas cruzan el plano galáctico, con orbitas casi perpendiculares al plano galáctico.

De este modo hemos encontrado estrellas que son solo 100 millones de años más viejas que el universo. Y en ellas hemos encontrado trazas de materiales que solo pudieron haberse forjado en estrellas anteriores. Por lo tanto, el consenso es que las primeras estrellas debieron ser muy masivas, típicamente de, más de 100 masas solares, y vivir unos pocos millones de años. Por lo tanto, no tenemos chances de observar este tipo de estrellas.

¿Como se formaron típicamente estrellas tan masivas? Aqui, nuevamente, la respuesta de consenso es que, en esa época, la gravedad estaba dominada por la materia oscura. No sabemos muy bien que es la materia oscura. Creemos que se trata de partículas aun no encontradas, similares a la materia tradicional que no emite ningún tipo de luz. No podemos verla, pero sentimos sus efectos gravitatorios. Sin ella no podemos explicar la forma en que gira nuestra propia galaxia.

Creemos que las primeras estrellas fueron alimentadas por un tipo de proceso distinto a la fusion nuclear que alimenta a todas las estrellas. En estos casos, el combustible de estas estrellas seria la aniquilación de partículas y antipartículas de materia oscura. La aniquilación de partículas y antipartículas es el proceso más energético que podamos concebir, unas 100 veces superior a la fusion nuclear. Las estrellas vivirían violentamente por periodos de pocos millones de años y estallarían en violentas supernovas que sintetizarían trazas de elementos más pesados que encontramos en las estrellas más antiguas que hemos podido detectar.