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Como es la vida de las estrellas

Publicado por: Paúl Miguel Ortega González, en Jun 17, 2021

   Las estrellas nacen, brillan durante un tiempo y luego mueren. Vamos a ver, además, que las estrellas tienen su personalidad y visten distintos colores y temperaturas. Porque las estrellas tienen colores. Colores que, a veces, se aprecian a simple vista. Las estrellas nacen y mueren de manera turbulenta, pero tienen vidas sosegadas y tranquilas, vidas que van de los millones a los billones de años según el caso. Veamos cómo son esas vidas.

   Las estrellas se forman en nubes de gas y polvo gigantes. Gracias a la gravedad, o incluso a la presión ejercida por la explosión en estrellas antiguas, este gas y polvo se condensa y concentra en una esfera que va a ser la protoestrella. Los restos y escombros que quedan forman un disco protoplanetario y a partir de él se forman planetas. Así que los planetas no son más que un subproducto de la formación estelar.  Actualmente se cree que casi todas la estrellas podrían albergar planetas a su alrededor.

    Pero volvamos a la protoestrella. Esta no es más que una esfera de gas, principalmente hidrógeno y helio, que siempre intenta alcanzar un equilibrio entre dos fuerzas opuestas. Por un lado está la gravedad que tenderá a comprimir esta esfera y, por otro lado, la presión y temperatura tenderá a expandirla. Si hay suficiente masa la presión y temperatura interior es tan grande que se producen reacciones de fusión nuclear en las que el hidrógeno es transformado en helio con gran liberación de energía. Esta energía termina tarde o temprano en la superficie de la estrella y es irradiada en forma de luz al negro espacio exterior. Nuestra estrella ya brilla y podemos decir que ha nacido una estrella. Lo que le pase después dependerá de la masa que contenga y, además, esto determinará su final.

   Decía un personaje de Blade Runner que las estrellas que brillan el doble duran la mitad y no le faltaba razón. Cuanto más masiva es una estrella mayor es el ritmo de las reacciones de fusión nuclear de su interior y, por tanto, más energía emite y mayor es su temperatura superficial, pero menos tiempo permanecerá brillando.
Podemos calificar las estrellas según este criterio en lo que se denomina clase espectral.  Tradicionalmente, las distintas clases o tipos, ordenadas de mayor a menor temperatura, de mayor a menor masa, eran: O, B, A, F, G, K, M.

   Para poder recordar bien las distintas clases espectrales hay una bonita regla nemotécnica en ingles: Oh Be A Fine Girl Kiss Me! Una regla que humaniza a los astrónomos.
Las estrellas de clase O son muy masivas, hasta 90 veces más masivas que el Sol,  y muy brillantes, hasta un millón de veces más brillantes que el Sol. Tan calientes (hasta 50.000 grados en su superficie) que principalmente emiten luz más allá del violeta, colores que no podemos ver con el ojo humano. Un ejemplo de este tipo es la estrella Alnitak en Orión.
Oh be a fine girl kiss me! La siguiente clase es la B, con masas de hasta 16 masas solares y temperaturas de hasta 30.000 grados kelvin (K de ahora en adelante). Un ejemplo de clase B es Algol.

   Tanto las estrellas de clase O como las B se nos antojan azules cuando las miramos con nuestros ojos.
Oh be a fine girl kiss me! Las estrellas de tipo A llegan hasta los 10.000 K de temperatura superficial y se nos antojan de color blanco. Altair y Sirius A son ejemplos de estas estrellas.
Oh be a fine girl kiss me!  Las estrellas de tipo F son blancas amarillentas y tienen temperaturas de hasta 7500 K.  Gamma Virginis es un ejemplo de este tipo.
Oh be a fine girl kiss me! Le toca el turno a las estrellas de tipo G, que son las estrellas como el Sol, estrellas amarillas de hasta 6000 K de temperatura superficial.
Llegados a este punto nos podemos preguntar sobre si hay estrellas verdes. Al fin y al cabo, el verde es un color espectral (está en el arco iris) y a una temperatura lo suficientemente ajustada la estrella tendría el pico de emisión en ese color. Sin embargo, por una cuestión de percepción del ojo humano no hay estrellas que se nos antojen verdes.
Oh be a fine girl kiss me!  Las estrellas de tipo K son estrellas naranjas, más frías que el Sol, con temperaturas superficiales de hasta 5200K. Alfa Centauri es un estrella naranja de tipo K, a poco más de 4 años de nosotros.


  Oh be a fine girl kiss me! Ya sólo nos quedan las enanas rojas o estrella de clase M. Son estrellas pequeñas, pues tienen masas que van de 0,075 a 0,5 veces la del Sol. Además, son estrellas frías con temperaturas menores a los 4000K. Estas estrellas emiten la mayor parte de su luz en el infrarrojo, por debajo de lo que el ojo humano puede ver y se nos antojan rojas a nuestra vista. Son además las estrellas más abundantes de nuestra galaxia. Un ejemplo de este tipo lo tenemos en Proxima Centauri.
Hay otras estrellas aún más ligeras y frías, las enanas marrones, que podríamos calificar de estrellas fallidas, pues no pueden fusionar hidrógeno y a, lo más, fusionan deuterio durante un tiempo.

 
   Acabamos de ver que la masa de una estrella determina su color y brillo, pero además, vamos a ver que determina también su destino.
Las estrellas se pueden representar en un diagrama Hertzsprung–Russell de color frente a luminosidad. Hay una S en la diagonal que es la llamada secuencia principal. Todas las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas en esa secuencia principal, pero nacen y mueren fuera de ella.

   Las estrellas más masivas que hemos visto tienen vidas muy cortas, de sólo unos pocos millones de años. Agotan muy rápidamente el hidrógeno y luego fusionan otros elementos en elementos cada vez más más pesados hasta que se forma una estructura en capas como en una cebolla. Por debajo del hidrógeno, hay helio y por debajo carbono, por debajo neón, por debajo oxígeno, por debajo silicio y finalmente hierro en el centro.

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  El Big Bang sólo produjo hidrógeno y helio, los demás elementos, los elementos que hacen nuestros cuerpos o la corteza terrestre, se forman en el interior de las estrellas.  Los más pesados que el hierro se generan en la misma explosión de supernova (veremos ahora en qué consisten) o en la colisión entre estrellas de neutrones.
El caso es que las estrellas más pesadas llegan a la formación de hierro y, a partir de ahí no hay reacciones de fusión que generen energía. La estrella se desestabiliza y explota en una destello monumental tan brillante como toda una galaxia en lo que llamamos un explosión de supernova de tipo II. En esa explosión se esparcen los elementos pesados a partir de los cuales se forman otras estrellas y planetas.

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   Lo que queda tras la explosión es o bien una estrella de neutrones de densidad nuclear o un agujero negro.
Las estrellas pesadas sólo brillan durante unos pocos millones de años, brillan mucho, y luego mueren en una explosión colosal. No es posible la vida tal y como la conocemos alrededor de este tipo de estrellas, pues a la vida no le daría tiempo surgir y evolucionar.


   Las estrellas como el Sol viven más, en el caso de Sol unos 10.000 millones de años de los que, en el caso del Sol, ya ha consumido 5000 millones. Las estrellas de este tipo no llegan a sintetizar hierro o elementos pesados y mueren como gigantes rojas, englobando los planetas que estén orbitando cerca.

 

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