¿Cuántas estrellas nacen al día? Explorando el universo estelar
Desde los albores de la humanidad, las estrellas nos han intrigado y fascinado, iluminando el firmamento. Antiguas civilizaciones las observaban y las utilizaban como guía. A día de hoy siguen siendo elementos desconocidos para muchos y esconden curiosidades que nos fascinan. Nadie sabe a ciencia cierta cuántas estrellas existen, seguramente sería una cifra sorprendente. Desde la Tierra podemos observar alrededor de 3000 cuando el Sol, nuestra estrella más cercana, no nos ciega el campo de visión.
Nacimiento y muerte de las estrellas
Las estrellas no son objetos inmutables. Nacen, envejecen y mueren, aunque estos procesos suceden tan lentamente que no son apreciables en escalas de tiempo humanas. Los científicos estiman que cada día nacen unas 275 millones de estrellas. Otras tantas mueren en el mismo periodo.
El nacimiento de una estrella, por ejemplo, dura varios cientos de miles de años, y empieza cuando una región del medio interestelar se hace lo suficiente densa y masiva como para que la fuerza de la gravedad rompa el equilibrio en que se encontraba. El proceso de formación de una estrella sucede dentro de una nube molecular, que es un objeto extraordinariamente opaco. Es por tanto invisible a nuestros ojos, aunque puede ser estudiado mediante observaciones de la radiación infrarroja y radio. Gracias a este tipo de observaciones, los astrónomos han sido capaces de entender (todavía de forma incompleta) los estadios por los que pasa una estrella al nacer, y reconstruir, por tanto, el nacimiento de nuestro Sol hace casi cinco mil millones de años.
El proceso de formación de una estrella da lugar no sólo a un objeto central denso (la protoestrella), sino que también forma de manera natural un disco de materia girando a su alrededor. Este disco contiene el material que gira demasiado rápido como para concentrarse en la estrella, y da lugar al cabo de varios millones de años a un sistema planetario como el que forman la Tierra y los demás planetas.
En estos primeros estadios, la protoestrella es un objeto muy activo, y produce un viento bipolar formado por dos chorros opuestos de material de alta velocidad. Estos chorros permiten a la estrella liberarse del exceso de giro (momento angular) aportado por el material del disco, que cae lentamente en espiral hacia la protoestrella. No todas las estrellas nacen aisladas. La mayoría forma parte de parejas o sistemas múltiples, que van desde unos pocos individuos hasta miles de estrellas de distinta masa nacidas de la misma nube molecular. La nebulosa de Orión, por ejemplo, es una de las regiones de formación estelar más cercanas donde podemos ver el proceso de nacimiento casi simultáneo de un grupo de millares de estrellas.
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La Vía Láctea está produciendo muchas más estrellas de lo que se pensaba, según una nueva estimación de su tasa de formación estelar. En un estudio realizado en base a rayos gamma, que revelan el poder de creación de estrellas de la galaxia, los científicos determinaron que la Vía Láctea convierte de cuatro a ocho masas solares de gas y polvo interestelar en nuevas estrellas cada año. Este rango supera de dos a cuatro veces la estimación convencional, y corresponde a una tasa de nacimiento anual en nuestra galaxia de alrededor de 10 a 20 estrellas.
Un grupo de investigadores liderado por Thomas Siegert, astrofísico de la Universidad de Würzburg, en Alemania, sostiene en un nuevo estudio que la Vía Láctea produce un número mucho mayor de estrellas nuevas que lo indicado en las teorías establecidas: el análisis de los rayos gamma del aluminio-26, un isótopo radiactivo que surge principalmente de estrellas masivas, revela que nuestra galaxia genera entre 10 y 20 millones de estrellas nuevas por cada millón de años, un breve instante en los tiempos cósmicos.
En función de los nuevos datos, la Vía Láctea transforma entre cuatro a ocho masas solares de gas y polvo interestelar en nuevas estrellas cada año, lo que supone una tasa de nacimiento anual de alrededor de 10 a 20 estrellas. El ritmo de generación de estrellas nuevas que mantiene la Vía Láctea es suficiente para llenar aproximadamente 10.000 cúmulos estelares como el de las Pléyades, en la constelación de Tauro, por cada millón de años.
Muchas galaxias, incluidas la mayoría de las que orbitan alrededor de la Vía Láctea, prácticamente no forman estrellas nuevas o lo hacen a un ritmo mucho menor. Nuestra galaxia es la creadora de estrellas más vigorosa entre un conjunto de más de 100 galaxias cercanas, denominado Grupo Local. Andrómeda, la galaxia más grande de esta agrupación, transforma tan solo una fracción de una masa solar de gas y polvo cósmico en nuevas estrellas cada año. Aunque la Vía Láctea ocupa el segundo lugar en tamaño dentro del Grupo Local, es por lejos la galaxia más productiva.
Siegert y sus colegas estudiaron la intensidad y la distribución espacial de las emisiones de aluminio-26 en nuestra galaxia, una técnica que les permitió llegar a las nuevas conclusiones sobre el ritmo de formación estelar de la Vía Láctea.
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Características de las estrellas
Las estrellas son grandes esferas de gas caliente y brillante. Están compuestas, casi en su totalidad, por hidrógeno y helio, junto a pequeñísimas cantidades de otros elementos. Las estrellas producen su propia luz y energía mediante un proceso llamado fusión nuclear. Están formadas en gran medida por gas y plasma. El Sol es la estrella en el centro del Sistema Solar.
Las estrellas pueden brillar durante millones, miles de millones e incluso billones de años. Depende de la cantidad de masa que tengan. Las estrellas nacen en el interior de grandes nebulosas (concretamente, aquellas que son regiones de formación de estrellas; no todas las nebulosas son iguales). Eso provoca, por su gravedad, que comience a arrastrar más material de su entorno, comprimiéndose en el centro.
Desde su formación, las estrellas transforman en helio el hidrógeno acumulado. Esta fase es conocida como la secuencia principal y es la más larga. Al final de la secuencia principal, el hidrógeno en el núcleo se agota y solo queda helio. Esto detiene el proceso de fusión, provocando que solo quede la gravedad de la estrella.
Esto permite que se alcance la temperatura necesaria para poder reanudar el proceso de fusión. Esta vez, sin embargo, se fusionará helio en otros elementos (carbono, nitrógeno, oxígeno…). Las estrellas muy masivas son capaces de pasar por muchas etapas de fusión de elementos en su núcleo. El elemento más pesado posible es el hierro.
Cada una de esas fases es más breve que la anterior. Al final, las estrellas más masivas colapsan bajo su gravedad y se convierten en agujeros negros. Cuando una estrella llega a esa fase, ya no hay proceso alguno de fusión. El Sol se convertirá en una enana blanca.
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Cantidad de estrellas en el universo
No es posible hacer una estimación exacta de la cantidad de estrellas en el universo. La Vía Láctea, nuestra galaxia, se suele decir que contiene entre 100 000 y 400 000 millones de estrellas (la cifra que se usa habitualmente es de 200 000 millones). La galaxia de Andrómeda, a 2,5 millones de años-luz, se calcula que contiene alrededor de 1 billón. En el universo observable se estima que hay entre 2 y 3 billones de galaxias. Si se utiliza la cifra más pesimista de estrellas del universo, se estima que hay unos 10 000 000 000 000 000 000 000 000 de astros (es decir, 10 cuatrillones).
Una estrella es una maravilla de la naturaleza. Se trata de una gran esfera de gas tan caliente que emite luz por sí misma. Normalmente cualquier gas -el que hay en la habitación, por ejemplo- no emite luz, pero si se llegara a calentar muchísimo -hasta unos cuantos miles de grados! -, empezaría a brillar. Es lo mismo que ocurre cuando se calienta un trozo de hierro hasta que se vuelve incandescente y brillante. Por lo tanto una estrella brilla porque está a muy alta temperatura.
Una estrella está muy caliente para que el gas que la forma se ha comprimido, y al comprimirse se ha calentado. La fuerza de gravedad es la causa última de esta compresión ya que hace que todas las partículas del gas se atraigan mutuamente.
Si una estrella tuviera que brillar debido sólo a la compresión y calentamiento de su gas, lo podría hacer sólo durante unos cuantos millones de años, pero no durante miles de millones de años como es el caso de nuestro Sol y de muchas otras estrellas. Hay una última razón que es la causante de esta enorme emisión de energía: justo en su centro, el gas está tan comprimido que la temperatura es altísima, llega a alcanzar los diez millones de grados.
Masa y tamaño de las estrellas
La masa de una estrella es la cantidad de materia que la forma, y depende de la cantidad de gas que se ha acumulado durante su nacimiento. Como veremos, las estrellas nacen a partir del gas y el polvo de enormes nubes que hay en las galaxias, las nebulosas. Este gas y polvo se condensa y forma diferentes grumos de materia. La masa es el parámetro más importante de una estrella ya que determina su tamaño, su temperatura superficial y su color; también determina toda su vida: el tiempo que vivirá, la evolución que tendrá y cuál será su final: si se convertirá en enana blanca, en estrella de neutrones o en agujero negro, cuando se muera.
Por lo tanto, una estrella nace con una cantidad de materia dada y eso le determina el resto de su vida. Se puede ver que cuanto más masiva es una estrella, menos tiempo vivirá. Para hablar de la masa de las estrellas se toma como referencia la masa del Sol, que se escribe MΘ. Hay un límite inferior para la masa de las estrellas. Si nace un astro con una masa inferior a 0'08 MΘ (que es el mismo que 80 masas de Júpiter) no acabará siendo una estrella, porque con tan poca masa su núcleo no llegará a tener reacciones nucleares estables. Estos astros que se forman al igual que las estrellas pero que no tienen reacciones nucleares estables llaman enanas marrones.
También hay un límite superior para la masa de las estrellas. Este límite es muy incierto, y de hecho hasta hace muy poco se hablaba de unas 100 MΘ, pero en los últimos años se han descubierto estrellas con masas superiores a este límite. Así, hoy en día se conocen estrellas de unas 200 MΘ e incluso más masivas, y no está nada claro qué valor puede llegar a tener este límite superior.
Para poder comparar el tamaño de las estrellas con alguna medida conocida, se toma el Sol como referencia. El Sol tiene un radio de 695 508 km, que es aproximadamente unas cien veces mayor que el radio de la Tierra (en volumen, el Sol es un millón de veces mayor que nuestro planeta). Las estrellas que se encuentran en su etapa estable no difieren demasiado del tamaño del Sol.
Ahora bien, como se ha dicho, cuando una estrella evoluciona se convierte en una estrella mucho más grande, llamada gigante roja o supergigante roja. Las estrellas gigantes rojas y supergigantes rojas tienen un tamaño muchísimo mayor que las estrellas estables. Pueden llegar a ser miles de veces más grandes que las estrellas estables. Por ejemplo, una de las supergigantes rojas más grandes que se conocen es VY CMa y su radio es aproximadamente de 2000 RΘ.
Y tal como se ha comentado, en la fase final de su vida las estrellas se convierten en objetos muy pequeños y densos: enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Las enanas blancas tienen típicamente el tamaño del planeta Tierra, es decir, de 1 centésima del diámetro solar. Las estrellas de neutrones son mucho más pequeñas ya que tienen típicamente un radio de 10 km!
El ciclo de vida de una estrella
Las estrellas, como todo en la vida, nacen, viven y mueren. Las estrellas nacen en el interior de las nebulosas; enormes nubes de gas y de polvo. Regiones locales del gas y el polvo sufren condensaciones que provocan un aumento de la densidad. Si estas condensaciones no se dispersan, la región entra en un proceso de contracción. Llega un momento en que la niebla en contracción se rompe en numerosos fragmentos, cada uno de los cuales dará origen a una estrella diferente.
Cuando la temperatura central de la niebla en contracción alcanza los diez millones de grados comienzan a producirse una serie de reacciones termonucleares en cadena. En estas reacciones los núcleos de hidrógeno chocan a gran velocidad y se fusionan originando núcleos de helio. Este proceso genera una gran cantidad de energía (muy superior a la generada por la contracción misma) que es capaz de detener la contracción que la protoestrella estaba sufriendo bajo su propio peso. En este momento nace la estrella propiamente dicha.
Durante la formación de la estrella hay dos parámetros muy importantes que determinarán su evolución futura; en especial los años que vivirá. Son su composición química y, mucho más importante, su masa inicial. La estrella se mantiene tranquila la mayor parte de su vida, quemando hidrógeno y convirtiéndolo en helio. Pero cuando el hidrógeno de la parte central de la estrella se agota, las reacciones termonucleares disminuyen y el núcleo de la estrella deja de emitir energía hacia fuera del núcleo. Esto provoca su contracción.
Al contraerse se caliente hasta que el gas de la capa de la estrella más cercana al núcleo llega, a su vez, a los diez millones de grados, con lo cual se enciende termonuclearment, como antes lo había hecho el núcleo. En este momento se da un fenómeno importante: la zona central de la estrella continúa su contracción, mientras las capas más externas lo que hacen es expandirse. A partir de ese momento, su futuro depende mucho de su masa inicial.
Básicamente, se observan dos comportamientos: el de las estrellas de menos de 10 masas solares iniciales, y el de las estrellas de más de 10 masas solares iniciales. Dentro de cada grupo se pueden hacer también distinciones. En el primer grupo entre estrellas hasta 4 masas solares y estrellas entre 4 y 10 masas solares; en el segundo grupo entre estrellas de menos de 30 masas solares y estrellas superiores a esta masa.
En el caso de las estrellas de poca masa (hasta 4 masas solares), el núcleo de la estrella sigue comprimiéndose hasta llegar a la temperatura en la que el helio reacciona termonuclearment consigo mismo para formar carbono y oxígeno. Esto llega a una temperatura de unos 100 millones de grados. En este momento se detiene la contracción del núcleo ya que su propio peso queda equilibrado por la aportación de energía de las reacciones termonucleares que experimenta. Entonces, el núcleo de la estrella se vuelve a comprimir hasta que aparece una nueva fuerza que aparece en la compresión; esta fuerza es una presión de origen cuántico: la degeneración de los electrones.
Lo que resulta es un núcleo de carbono, oxígeno y algo de hidrógeno y helio que se conoce con el nombre de enana blanca. A partir de ahora, la enana blanca acabará su vida enfriándose lentamente, hasta convertirse en una enana negra, fría y apagada, sin posibilidad de recuperación.
A las estrellas con masas iniciales entre 4 y 10 veces la masa del Sol es donde hay más incertidumbres en los modelos. Es evidente que experimentan las mismas fases que las estrellas de masas más pequeñas, es decir, se enciende el helio en el núcleo, que quema convirtiéndose en carbono y oxígeno hasta que se agota. Entonces el núcleo de la estrella se vuelve a contraer, se calienta aún más, hasta llegar a la temperatura de ignición del carbono (unos 470 millones de grados). Entonces, el carbono reacciona consigo mismo dando lugar a elementos químicos más pesados como el neón, el magnesio y el sodio.
Para estrellas de masas superiores a las 10 masas solares el proceso puede continuar. En este momento la estrella quema simultáneamente en varias capas. De afuera hacia adentro, después de una envoltura inerte muy extenso: una capa donde el hidrógeno se convierte en helio, otra de helio convirtiéndose en carbono y oxígeno, y en el centro con el carbono convirtiéndose en neón, magnesio y sodio.
La continuación del proceso tiene siempre el mismo patrón: cuando se acaba el combustible de la capa más interna hay una contracción de esta capa, un calentamiento y una nueva ignición cuando las cenizas de la combustión anterior pasos a convertirse en combustible para una nueva combustión. De esta manera se van generando elementos cada vez más pesados.
A partir del hierro y el níquel, las reacciones termonucleares no suministran energía sino que necesitan para producirse. Además, en este momento, la temperatura es extraordinariamente alta, unos 5.000 millones de grados, y a esta temperatura los fotones gamma generados son tanto energéticos que pueden arrancar protones y neutrones de los núcleos de hierro.
Todo ello provoca una situación catastrófica: cada núcleo de hierro se descompone en trece núcleos de helio y cuatro neutrones. Esta reacción es altamente endotérmica; la presión cae en picado y el núcleo colapsa sobre sí mismo. Simultáneamente, los núcleos atómicos comienzan a capturar electrones (como un mecanismo para vencer la presión degenerada de los electrones) y los protones se convierte en neutrones.
En este momento, las capas que rodean el núcleo colapsado se ven obligadas a caer hacia el centro a gran velocidad, empujadas por la fuerza de gravitación del núcleo (su propio peso), seguidas por las capas más externas que caen más lentamente. Cuando la densidad central llega a ser del orden de la densidad de la materia nuclear, la materia que llega rebota en chocar y es expulsada hacia fuera de la estrella.
Se produce, por tanto, una explosión que recibe el nombre de supernova. En el centro queda un residuo formado por los restos del antiguo núcleo de hierro de la estrella, que ha acabado convirtiéndose en una bola compuesta, básicamente, de neutrones; es lo que se llama una estrella de neutrones.
Finalmente, si la masa inicial de la estrella supera las 30 masas solares, el núcleo que llega a estas últimas fases tiene una masa superior a las 3 masas solares. La estructura interna de una estrella de neutrones presenta varias capas, con características y composiciones diferentes. La corteza superficial tiene un pocos cientos de metros de espesor y está constituida por hierro (lo que había alrededor del antiguo núcleo estelar y que no sufrió el proceso de neutronització) y otros elementos sólidos; es una superficie sólida.
Inmediatamente debajo hay un primer manto de protones, neutrones y electrones libres, todos en equilibrio químico. Le sigue un segundo manto, más grueso (unos 9 km) compuesto por neutrones y protones. En cuanto al núcleo de la estrella de neutrones, su composición es un misterio.
La combinación de la rápida velocidad de rotación y del intenso campo magnético provoca que las partículas con carga eléctrica (protones y electrones) que hay cerca de la superficie se aceleren siguiendo el campo magnético y se muevan hacia los polos magnéticos, emitiendo radiación (llamada de sincrotrón. esto hace que sea en los polos donde se concentra la radiación que, además, es altamente direccional en la dirección del eje magnético, lo que hace que se creen dos haces de radiación muy cerrados en direcciones opuestas.
Como el eje de rotación no coincide con el eje magnético, su campo magnético efectura un movimiento de precesión alrededor del eje de rotación. debido a este movimiento de precesión, si uno de los haces apunta en un momento determinado hacia la Tierra, es decir, si pasa por nuestra visual, veremos un pico de radiación, lo que se repetirá cada cierto espacio de tiempo muy corto y regular en el tiempo siguiendo la rotación de la estrella de neutrones; son unos "pulsos" que se pueden dar en radio, vino ble o rayos X o gamma. Es entonces cuando a estas estrellas se las conoce como "púlsares" (en inglés sería el acrónimo de "pulsating star".
Uno de los procesos que puede originar la creación de un agujero negro es la explosión como supernova de una estrella de masa inicial superior a 30 masas solares esta cifra tiene un margen de error muy considerable). La materia de los alrededores va cayendo hacia el agujero negro debido a su enorme gravedad y, en su caída, forma un disco de acreción. Todo gira en torno al eje de rotación la parte de la materia y la energía escapan antes de llegar al agujero negro formando dos haces que se pueden observar y que dan lugar a cuásares, blázares o fuentes de radio extensas, segundo qué sea su orientación respecto de nosotros.
Más cerca del centro hay una zona muy peculiar llamada "esfera de luz". Entre esta zona y el agujero negro se dan fenómenos muy curiosos como la inversión del espacio, la inversión de la transferencia de momento angular y de la "fuerza" centrífuga. Todo esto ocurre fuera del agujero negro.
El color de las estrellas
¿Sabías que las estrellas son de colores? Hay estrellas que emiten luz en un tono rojizo, otras que desprenden un halo azulado, las hay blancas y amarillas. En realidad el color de las estrellas depende de su temperatura. Esta relación entre temperatura y color puede parecer lógica, pero, curiosamente y al contrario de lo que se puede pensar, cuanto más azul sea la luz que desprende la estrella, más caliente estará. Por el contrario, si la estrella emite un tono cálido, menos energía consume y, por lo tanto, más fría es su superficie.
El color de una estrella indica su temperatura superficial, la temperatura de su fotosfera. Vistas desde el espacio (suficientemente cerca), todas las estrellas son blancas. Desde la Tierra, gracias a la interacción de la luz del Sol con la atmósfera, su color es más bien amarillento. Para astros más lejanos, es posible ver diferentes colores.
Betelgeuse, por ejemplo, es fácil de reconocer en el cielo del hemisferio norte porque tiene un tono rojizo muy característico. Las más brillantes y calientes son azules. Mientras que las estrellas más tenues y frías son rojas. Eso también nos da una pista sobre su vida.
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