Definición de Estrella

Ángel Zamora Ramírez
Licenciado en Física

Una estrella es un cuerpo astronómico que emite luz y calor como consecuencia de las reacciones termonucleares que ocurren en su interior. También se les llama así a otros objetos astronómicos que brillan y se mantienen gracias a otro tipo de procesos.

Si has tenido la gran fortuna de observar un cielo nocturno despejado te habrás dado cuenta que hay cientos de estrellas abarcando la bóveda celeste. Resulta impresionante pensar que muchas de esas estrellas son objetos de la misma naturaleza que nuestro Sol, pero están tan lejos de nosotros que a simple vista se aprecian como pequeños puntos titilantes.

El nacimiento de una estrella

Las estrellas, al igual que nosotros, tienen un ciclo de vida. Nacen y mueren. Justo en este momento están naciendo millones de estrellas en grandes nubes de hidrógeno molecular que están dispersas a lo largo del Universo. Estas inmensas nubes de hidrógeno son casi homogéneas, sin embargo, y por distintas razones, puede suceder que en una zona de estas nubes de hidrógeno exista una mayor densidad de gas. Bajo estas condiciones la gravedad hará lo suyo y comenzará a aglutinar más gas en esta zona, lo que a su vez aumentará más su densidad y hará que cada vez más gas sea atraído. Tarde o temprano la nube de hidrógeno quedará fragmentada en zonas de alta densidad rodeadas por zonas menos densas.

Conforme el gas se va concentrando en esta zona comenzará a adquirir una forma esférica, la presión y la temperatura también irán aumentando hasta que la energía interna del sistema es suficiente para dar inicio a la fusión nuclear del hidrógeno.

Una vez iniciada la fusión, la estrella ha nacido. El resto de la vida de una estrella será un delicado equilibrio hidrostático entre la fuerza de gravedad que quiere seguir compactándola y la presión de radiación que intenta expandirla. Si bien, descrito de esta manera, el nacimiento de una estrella pareciera ser rápido, lo cierto es que este proceso tarda miles de millones de años.

A diferencia de nosotros, la vida y el destino de una estrella quedan marcados desde que comienza su vida. Las estrellas más masivas tendrán vidas más cortas debido a que fusionan más hidrógeno y rápido se quedarán sin combustible, además, muchas de estas estrellas tendrán muertes espectacularmente violentas. Por otro lado, las estrellas menos masivas vivirán por más tiempo y morirán de una manera relativamente tranquila.

Tipos Espectrales

Se calcula que en el universo existen alrededor de 10²⁴ estrellas, esto es casi mil veces más que el número de granos de arena en todas las playas del mundo. Este gran zoológico estelar lo conforman estrellas de distintos tamaños, colores y temperaturas. Dada esta gran variedad es necesario tener un sistema de clasificación que nos permita identificar distintos tipos de estrellas en relación a propiedades que podamos observar.

El sistema de Clasificación de Harvard es el más ampliamente utilizado para identificar estrellas. Bajo este sistema se clasifican las estrellas tomando en cuenta su tipo espectral, o, dicho de otra manera, su temperatura y su color. Las estrellas más frías son de colores rojizos y las más calientes poseen un color azulado. Se utilizan las letras O, B, A, F, G, K, M para clasificar las estrellas de las más frías (M) a las más calientes (O), aunque actualmente se han agregado más letras para referirse a otros tipos de estrellas.

Además de las letras se utiliza una secuencia de números que va del 0 al 9 para clasificar a las estrellas de una misma categoría dependiendo de su temperatura, así, una estrella del tipo A3 será más caliente que una estrella A8. Y finalmente se agrega una subclasificación conocida como Sistema de Morgan – Keenan que consta de números romanos para determinar el tipo de luminosidad de la estrella. La clase de luminosidad I corresponde a estrellas supergigantes, mientras que, la clase V son estrellas de secuencia principal. A esta clasificación también se le han ido agregando subclasificaciones para tipos muy específicos de estrellas.

Para poner un ejemplo. Nuestro Sol es una estrella del tipo G2V, es decir, es una estrella de color amarillento con una temperatura superficial aproximada de 5700 K y que actualmente se encuentra en la secuencia principal.

La secuencia principal

Con un sistema de clasificación estelar en nuestras manos resulta de gran utilidad poder representarlo de manera gráfica. Imagina que te pones a observar una porción del cielo nocturno con un buen telescopio y te dispones a clasificar cada una de las estrellas que observes. Apuntas su correspondiente tipo espectral (o temperatura), su luminosidad (o magnitud absoluta) y las vas colocando en una gráfica dependiendo de estos dos parámetros. El gráfico resultante recibe el nombre de Diagrama de Hertzsprung – Russell (H – R) en honor de los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Russell que lo crearon independientemente a principios del Siglo XX.

El diagrama H – R es una distribución de estrellas en donde la gran mayoría caen en una franja que se extiende de manera casi diagonal a lo largo de la gráfica. Esta franja recibe el nombre de Secuencia Principal y aproximadamente el 90% de las estrellas existentes se encuentran en esta etapa.

Una estrella pasará la mayor parte de su vida en la secuencia principal. En esta etapa la estrella fusiona hidrógeno para formar helio y liberar energía. Como se mencionó anteriormente, entre más masa tenga una estrella más rápido fusionará hidrógeno y por lo tanto más corta será su vida. Cuando el hidrógeno se agota en el núcleo de la estrella, esta abandona la secuencia principal y ahora comenzará a fusionar helio para formar elementos más pesados y pasar a etapas más rápidas y tardías de su vida.

El destino del Sol: Una gigante roja

Nuestro Sol actualmente sigue en la secuencia principal fusionando hidrógeno y formando helio. De hecho, este último elemento fue observado por primera vez en la atmósfera solar y su nombre proviene de Helios, el dios Sol en la mitología griega. Pero tarde o temprano, dentro de unos 5,000 millones de años para ser más exactos, el Sol agotará su combustible nuclear. Llegados a este punto, ¿Qué sucederá posteriormente?

Sin suficiente hidrógeno para fusionar la presión interna del Sol disminuirá y el equilibrio hidrostático se romperá. La gravedad comenzará a compactar al viejo Astro Rey, los átomos de helio estarán cada vez más juntos y en un punto la presión y la temperatura serán suficientes para que ahora el helio se fusione y forme átomos más pesados como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. No obstante, las capas exteriores del Sol se expandirán y se enfriarán, ahora nuestra estrella será una Gigante Roja. En este proceso de expansión el Sol devorará a Mercurio, Venus y probablemente a la Tierra.

Cuando al moribundo Sol ya no le quede combustible nuclear expulsará sus capas externas y dejará como evidencia de su existencia una Nebulosa Planetaria que se extenderá más allá de la órbita de Plutón. En el centro del cadáver solar quedará su remanente, una Enana Blanca que brillará por miles de millones de años.

Enanas Blancas

Las enanas blancas son el resultado final de la vida de estrellas parecidas a nuestro Sol. Cuando una estrella agota su combustible nuclear deja de combatir contra la fuerza de gravedad y comienza a contraerse. La contracción es tanta que se pueden alcanzar densidades del orden de una tonelada por centímetro cúbico.

En este punto los átomos que conforman el núcleo de la estrella agonizante están tan apretados que sus electrones comienzan a juntarse cada vez más. El Principio de Exclusión de Pauli establece que dos fermiones, como los electrones o los quarks, no pueden estar en el mismo estado cuántico simultáneamente. Dicho de otra manera, si dos electrones ocupasen el mismo lugar se violaría el Principio de Exclusión de Pauli. En estas circunstancias la materia entra en un estado llamado Degeneración Electrónica para no violar el Principio de Exclusión y comienza a ejercer una presión hacia afuera que contrarresta a la gravedad. Los caprichos del mundo cuántico harán que esta estrella viva por miles de millones de años hasta que gradualmente vaya apagándose.

Algo curioso que sucede con las enanas blancas es que entre más masivas son más pequeñas se vuelven, es decir, cuentan con una mayor densidad. Debido a esto es que existe un límite en la masa que puede tener una enana blanca para que la presión por degeneración electrónica pueda soportar a la gravedad. Este límite es de aproximadamente M_limit≈1.44 M_Sol y se conoce como Límite de Chandrasekhar. Si una enana blanca supera este límite se convierte en una estrella de neutrones o en un agujero negro.

Supernovas

Ya mencionamos anteriormente que el Sol eventualmente fusionará helio para poder sobrevivir, pero no hay nada más que pueda hacer para prevalecer ya que su masa y su temperatura se lo impiden. La historia es diferente para las estrellas mucho más masivas y más calientes ya que pueden tomarse el lujo de fusionar elementos más pesados. Sin embargo, de esta aparente ventaja surge un problema debido a que los procesos de fusión son más ineficientes conforme vamos escalando en la tabla periódica.

Los elementos más pesados requieren más energía para poder fusionarse en comparación con la energía que se libera en el proceso. El punto de inflexión ocurre cuando la energía necesaria para fusionar dos átomos es mayor que la energía liberada, esto ocurre cuando se llega al Hierro. Irónicamente, el mismo elemento que necesitamos nosotros para transportar el oxígeno a través de la sangre es el mismo que da la pauta para la muerte de estrellas masivas. Si el núcleo rico en hierro de una estrella masiva supera el Límite de Chandrasekhar la degeneración electrónica será insuficiente para sostener a la estrella y el núcleo colapsará a gran velocidad.

El colapso del núcleo de una estrella masiva es lo suficientemente fuerte como para que los protones y lo electrones se unan para formar neutrones y expulsar una gigantesca cascada de neutrinos. A pesar de que los neutrinos no interactúan mucho con la materia, el número liberado en este tipo de eventos es tan grande que pueden expulsar las capas más externas de la estrella y producir las explosiones más violentas del Universo conocidas como Supernovas. La energía liberada en este proceso es tan grande que el brillo de una supernova puede superar al brillo total de su galaxia huésped.

Quizá en este punto te podrías estar preguntando: Si el Hierro marca el límite del proceso de fusión en una estrella, ¿Por qué en la Tierra y en el Sistema Solar podemos encontrar naturalmente la presencia de elementos más pesados que el hierro? Resulta que durante las explosiones de supernovas la energía liberada es suficiente para producir elementos más pesados que el hierro. Además, esto también es un indicio de que nuestro Sol es una estrella de segunda generación, es decir, surgió de la muerte de una estrella anterior que probablemente explotó como una supernova y regó el futuro Sistema Solar con elementos pesados.

Tras la explosión de una supernova queda un remanente estelar al igual que lo que ocurre con estrellas menos masivas como el Sol. En este caso dependiendo de la masa inicial de la estrella puede quedar como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro.

Estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es el remanente de una estrella masiva que ha colapsado y ha estallado como una supernova. Como su nombre lo indica, su núcleo está compuesto principalmente por neutrones, aunque sus capas externas también se componen de cantidades más pequeñas de protones y electrones. Este tipo de estrellas, al igual que las enanas blancas, sobreviven gracias a la materia degenerada que las componen, sólo que en este caso la degeneración no es de electrones si no de neutrones.

Las estrellas de neutrones cuentan con una masa mínima por encima del Límite de Chandrasekhar (aproximadamente 1.44 M_Sol) y una masa máxima que oscila entre las 1.5 y las 3 masas solares, esto último se denomina Límite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff. La masa de una estrella de neutrones se ha colapsado tanto hasta tener un tamaño de apenas unos 10 a 20 km. Esto implica que la densidad de una estrella de neutrones es inmensa, para darnos una idea, un cubo que mida 1 cm. por lado y que posea la densidad media de una estrella de neutrones pesaría aproximadamente mil millones de toneladas.

El tamaño de una estrella de neutrones es tan pequeño en comparación con la estrella original que, por mera conservación del momento angular, rota a velocidades increíblemente grandes. Las cargas eléctricas libres en la superficie de esta estrella en rotación generan un potente campo magnético que expulsa chorros de radiación desde los polos magnéticos. La velocidad de rotación tan alta y los chorros de radiación expulsados hacen que algunas de estas estrellas al ser observadas con telescopios especializados aparezcan como pulsos muy consistentes, debido a esto es que a estas estrellas de neutrones pulsantes se les ha asignado el nombre de Púlsares.

Si una estrella de neutrones supera el Límite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff la presión de degeneración no es suficiente para poder soportar el colapso gravitacional de la estrella. Si esto sucede la gravedad se proclama la ganadora absoluta de esta batalla y da origen a uno de los objetos astronómicos más fascinantes que existe… Un agujero negro.

Agujeros negros

Los agujeros negros son los estragos de una batalla entre las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza en donde la gravedad ha salido victoriosa. Un agujero negro es una región del espacio en donde una gran cantidad de materia ha sido compactada hasta el punto en que el propio espacio – tiempo se fractura y da lugar a lo que se conoce como una Singularidad.

Los agujeros negros estelares surgen cuando una estrella muy masiva explota como una supernova y su núcleo supera el límite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff, el colapso gravitacional se encargará de compactar el núcleo estelar hasta un punto tan pequeño que la densidad se vuelve casi infinita. Esto es así para la mayoría de agujeros negros estelares, aunque se piensa que algunas estrellas supermasivas podrían colapsar directamente para formar un agujero negro. También existen agujeros negros supermasivos en el centro de algunas galaxias como nuestra Vía Láctea, la formación de este tipo de agujeros negros sigue siendo todavía un misterio y existe un amplio campo de investigación al respecto.

La gravedad de un agujero negro es tan inmensa que su velocidad de escape supera la velocidad de luz. Ni siquiera la luz puede escapar de un agujero negro. Cualquier cosa que sobrepase la región que se conoce como Horizonte de Eventos no podrá escapar de la atracción gravitatoria del agujero negro e inevitablemente caerá a la singularidad. Observar un agujero negro directamente es prácticamente imposible, todo lo que sabemos sobre estos monstruos astronómicos es gracias a modelos y observaciones indirectas de estrellas cercanas a un agujero negro o de los discos de acreción alrededor de estos.

Lo que sucede dentro de un agujero negro es todavía desconocido para nosotros y probablemente estamos lejos de saberlo. Muchos físicos consideran que los agujeros negros podrían ser la clave para por fin unificar la Relatividad General y el Modelo Estándar en una única Teoría del Todo.

Por: Ángel Zamora Ramírez. Licenciado en Física egresado de la Universidad de Colima. Maestro en Ciencias en Ingeniería y Física Biomédicas egresado del CINVESTAV. Amante de la divulgación científica.

Art. actualizado: Feb. 2023; sobre el original de noviembre, 2008.

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