Un poco sobre las estrellas

Vivimos en un planeta enorme que está lleno de vida, el cual a su vez orbita un cuerpo celeste de proporciones inmensas (alrededor de 1000 veces más grande), que le proporciona la energía necesaria que le permite la aparición de una gran diversidad biológica. Hablamos del sol, una estrella que se encuentra a unos 150 millones de km de la tierra, y que representa el 99% de la masa del sistema solar. Está clasificada como una estrella de tipo espectral G2V, o en otras palabras, es una estrella enana amarilla. Se encuentra dentro de la secuencia principal, presenta nucleosíntesis y tiene una vida aproximada de 4500 millones de años (menos de la mitad de lo que le queda de vida).
Sin embargo, ¿El sol tiene propiedades únicas? ¿Qué es la clasificación estelar y la secuencia principal? ¿Dada la inmensidad de las distancias entre las estrellas, es posible hacer viajes interestelares? Estas y otras preguntas tratarán de ser respondidas superficialmente en este breve texto.

Si bien el sol es para nosotros el astro rey, eso no quiere decir que tenga propiedades únicas. Este se parece en gran medida a otros cuerpos celestes que se encuentra en el vasto universo. Realmente hay muchos cuerpos como él, pero también hay una gran cantidad que difieren notoriamente en ciertas propiedades físicas y químicas. En lo que más se asemeja el sol a la mayoría de las estrellas, podríamos decir que es en su composición química, simplificada colosalmente a H3He.
La clasificación espectral de Harvard, que se desarrolló en el siglo XIX, la cual agrupa a las estrellas en orden descendente de temperatura de acuerdo con las clases O, B, A, F, G, K, M indica que el sol tiene una temperatura superficial que oscila entre 5200-6000 K; una temperatura considerablemente menor a la alcanzada por las estrellas de clase O que son mayores a los 33000 K.  Según esta clasificación las estrellas tipo G solo representan el 7,6 % de las estrellas de la secuencia principal, por lo que son estrellas poco comunes en comparación con las estrellas tipo M que representan más del 76% (1).
Sin embargo, hay una gran cantidad de clasificaciones estelares que se encargan de agrupar a las estrellas bajo diferentes parámetros. Los parámetros que se usan con mayor frecuencia son su magnitud, su luminosidad (0-VII), su agrupación gravitacional,  si poseen o no un sistema planetario, etc. Lo que indica que la diversidad de estrellas es enorme y que es difícil abarcarla en unas pocas páginas. A continuación podemos ver la clasificación espectral clásica, que las agrupa en función de su temperatura.

 

Vida y muerte

Todas las estrellas se gestan en una gigantesca nube de polvo y gas. Propiedades como su masa, su luminosidad y su tiempo de vida dependerán exclusivamente de la cantidad de masa que esta nube albergue en un principio.
Esta evolución estelar está dada por dos fuerzas opuestas que se contrarrestan. La primera de ellas es la gravitatoria que permite que todos los componentes de la nube de gas se compriman y se agrupen, y la fuerza nuclear que se opone a la gravedad gracias a las presiones térmicas producidas por las reacciones nucleares. Este pulso entre estas dos fuerzas será finalmente ganado por la gravedad (lo cual puede ocurrir en millones o miles de millones de años después de la formación de la estrella) ya que, en un momento dado, la estrella agotará todo su combustible y no podrá ejercer la misma presión térmica producto de las reacciones nucleares (1).
Sin embargo, no todas las estrellas tienen el mismo ciclo de vida. Esto va a depender en gran parte, como se mencionó anteriormente, de la masa de la nube de gas (que condiciona a su vez el tamaño que tendrá la estrella), de su metalicidad, y de si hay formación de sistemas binarios, ternarios, etc.

Dado que la evolución estelar es muy diferente para cada tipo de estrella, se resumirá brevemente la evolución de estrellas de la masa del sol, y estrellas de masa elevada.
El sol es una estrella de masa intermedia (la cual está comprendida entre 0,5 y 9 masas solares). Su fase evolutiva inicia en la pre-secuencia principal que se da cuando las nubes de gas empiezan a colapsar gravitatoriamente hacia el centro de la nube. La nube por lo general tiene un alto contenido en hidrógeno (90%) y helio (10%), aunque pueden contener elementos más pesados gracias a explosiones de supernovas en su cercanía; esta metalicidad puede dar paso a la formación de cuerpos rocosos (como planetas) en ciertas circunstancias (2).
La compresión hace que se libere energía y empiecen a darse las reacciones nucleares del hidrógeno, estabilizando las dos fuerzas. Después, la estrella entra en la secuencia principal, un estado en el que permanecerá alrededor del 90% de su vida total. Su combustible va a empezar a “quemarse”, y su temperatura y luminosidad aumentarán paulatinamente. Luego de agotar la fusión en sus núcleos, el centro se contrae y la temperatura aumenta, permitiendo que la fusión nuclear del hidrógeno se pueda dar fuera del núcleo; en esta última etapa estaríamos hablando de una subgigante (2). Posteriormente la estrella se convertiría en una gigante roja, disminuyendo su temperatura superficial. Después de una fase de apelotonamiento rojo en el que su tamaño disminuye, se vuelve a hinchar gracias a la última fase, llamada rama asintótica de las gigantes gracias a la combustión del helio fuera del núcleo. Por último, la estrella empieza a emitir gas ionizado, formando una nebulosa planetaria y convirtiendo a la estrella finalmente en una enana blanca (2).
Para el caso de las estrellas muy masivas, se convierten en supergigantes azules después de pasar por la secuencia principal, y solo después de su paso por una “Variable luminosa azul” y luego una “Estrella Wolf-Rayet” morirá como una supernova emitiendo grandes cantidades de rayos gamma, o dejando un remanente estelar como un agujero negro (3).

Tamaños descomunales

Para que un cuerpo se convierta en una estrella deberá concentrar una gran cantidad de masa, a partir de ahí los elementos más ligeros se empezarán a fundir y se empiezan a generar elementos más pesados. Esta cantidad de masa es de alrededor de 80 masas jovianas, lo que equivaldría a 25400 masas terrestres.  A partir de ahí se podría empezar a fusionar hidrógeno en helio. Sin embargo, la fusión de Deuterio (2H) se da a 14 masas jovianas, la cual es la línea que hay entre un gigante gaseoso y una enana marrón. Como consecuencia de su gravedad, la enana marrón no es necesariamente más grande que un gigante gaseoso, pero si es mucho más densa.
Curiosamente, la masa no tiene que ver con el tamaño de la estrella, Uy Scuti que es la más grande conocida hasta ahora (con un diámetro de 2376 millones de km), tiene un volumen 4987 millones de veces mayor al del sol, pero según modelos astronómicos, solo tendría un estimado de 10 masas solares.
Por otra parte, la estrella Rmc 136a1 tiene 315 masas solares a pesar de ser solo 35 veces más grande que el sol.

Temperatura

Hemos visto que las estrellas tienen temperaturas muy variables, que van desde los 4000 hasta más de 33000 K en su superficie, pero estas podrían alcanzar millones de grados en su núcleo. Las hipergigantes azules han logrado casi 40000 kelvin en su superficie, mientras que la explosión de una supernova puede alcanzar los 100 mil millones de Kelvin. ¿Pero, hay algo más caliente? Claro que sí.  Investigadores que trabajan en el gran colisionador de hadrones del CERN alcanzaron un récord de temperatura creando un plasma que alcanzó los 5,5 billones de Kelvin. Cifra bastante considerable, teniendo en cuenta que es 100 mil veces más caliente que el núcleo del sol (4).

Viajes interestelares ¿Son posibles?

¿Estamos atrapados en el sistema solar? ¿Es posible visitar otras estrellas? Poniendo el asunto en contexto, la estrella más cercana se encuentra a 4,24 años luz. ¿Pero cuánto es eso para una nave tripulada o una sonda?
La Voyager 1 es la sonda espacial que más lejos se encuentra de la tierra, a una distancia de casi 145 AU, equivalente a tan solo 20 horas luz, y viaja a 61200 km/h. Solo le tomaría alrededor de ¡74817 años para llegar a Alfa Centauri!. Por otra parte, en caso de que necesitemos un nuevo hogar fuera del sistema solar ¿Cuál sería la mejor opción? Pues, Kepler-452B es un planeta candidato para albergar vida. Está a 1400 años luz, orbitando una estrella tipo G,  se encuentra en la zona de habitabilidad (¿pero tiene la atmósfera necesaria?  Aún no lo sabemos), y es posiblemente un planeta rocoso.  Si quisiéramos viajar hasta ese planeta a la velocidad del Voyager nos tomaría ¡24703793 años! Que equivale a 988000 generaciones humanas, un número abismal teniendo en cuenta que la humanidad solo lleva 8000 generaciones en este planeta. Lo que queda para las futuras generaciones es desarrollar nuevas tecnologías que permitan que este tipo de viajes no solo sean posibles en mentes soñadoras y puedan finalmente ser una realidad.

Kepler452

Kepler-452b: NASA descubre el planeta más parecido a la Tierra. Disponible en: https://www.bbc.com/mundo/noticias/2015/07/150723_nasa_exoplaneta_kepler-ao

Para saber más

 

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