Una estrella es una enorme esfera de gas caliente que brilla con mucha intensidad. La emisión de calor, energía y luz se debe a las reacciones de fusión nuclear que se producen en su núcleo, que convierte el hidrógeno en helio, sus dos principales elementos, que se encuentran en estado incandescente. Hay estrellas de muchos tamaños y colores, dependiendo de su temperatura.
La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. El resto de estrellas se ven en el cielo nocturno como pequeños puntos luminosos y brillantes debido a que están muy alejadas de nosotros. Las estrellas se agrupan en galaxias, junto con planetas, nubes de gas y polvo cósmico. Por tanto, todas las estrellas que observamos de noche son las que se encuentran en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Las que están fuera de nuestra galaxia son invisibles a simple vista.
En una noche con el cielo limpio y sin contaminación lumínica, contando solo un hemisferio, puede observarse de forma efectiva unas 3000 estrellas, entre las que hay de todas las edades y dimensiones.
Las estrellas nacen en las nubes de gas y polvo, también llamadas nebulosas. El gas de hidrógeno se agrupa por medio de la gravedad hasta formar una gran esfera incandescente en un proceso que dura millones de años. En una primera etapa alcanza el “equilibro hidrostático” y se forma una protoestrella.
Después la estrella seguirá alimentándose de la materia disponible de la nebulosa hasta estabilizarse. Mientras el hidrógeno sea convertido en helio (fusión nuclear) seguirá brillando durante miles de millones de años. Al final de su vida comenzará a expandirse y enfriarse, brillando de color rojo, hasta convertirse en una gigante roja. La masa que tiene una estrella determina los siguientes ciclos de vida.
¿Es una estrella o un planeta?
No todos los objetos que brillan en el cielo nocturno son estrellas. Los planetas que podemos ver a simple vista también lucen en el firmamento como si fueran estrellas, por lo que pueden confundirse. Pero la luz de los planetas es más fija y constante, mientras que las estrellas parpadean de forma intermitente. Este parpadeo es una ilusión óptica causada por la turbulencia atmosférica que no afecta a la luz de los planetas porque se encuentran más cerca.
Debido a la diferencia de distancia entre estrellas y planetas, si observamos los planetas con un pequeño telescopio observaremos pequeños discos. Las estrellas, en cambio, seguirán viéndose con forma de puntos; incluso usando telescopios más potentes. De todas formas, algunos planetas como Venus y Júpiter son más brillantes que cualquier estrella, por lo que es fácil diferenciarlos.
Una estrella es un objeto muy diferente a un planeta: una estrella brilla con luz propia, mientras que un planeta brilla porque refleja la luz del Sol.
Características
Cada estrella puede tener unas características determinadas, como pueden ser la masa, la luminosidad, el tamaño y la evolución que tendrá hasta llegar a su final. Estas características vienen determinadas por su masa inicial.
Una estrella puede existir durante miles de millones de años. Se sabe que la mayoría de las estrellas tienen entren 1000 y 11000 millones de años de edad. Pero la estrella más antigua descubierta es HD 140283 («estrella de Matusalén»), que tiene 14,46 ± 0,8 miles de millones de años. Las estrellas más masivas tienen una vida más corta, ya que queman el hidrógeno más rápidamente.
La composición química de una estrella está basada principalmente en hidrógeno y helio, que son los dos elementos más abundantes del universo. No obstante, una estrella también contiene otros elementos conocidos como “metales”, por lo que se mide la proporción de estos elementos, y se conoce como «metalicidad».
La porción de estos elementos más pesados puede indicar la probabilidad de que la estrella en cuestión tenga un sistema planetario.
El tamaño de una estrella puede variar dependiendo de su tipología. Por ejemplo, las estrellas de neutrones tienen un diámetro de 20 a 40 km, mientras que una estrella supergigante puede llegar a tener un diámetro de mil quinientos millones de kilómetros, como es el caso de Betelgeuse, en la constelación de Orión. En comparación, el Sol es una estrella más de mil veces más pequeña.
Para describir la masa de una estrella (masa estelar) se usa la masa del Sol como referencia, lo que se conoce como masa solar (M☉). De esta forma es más fácil comparar la masa de las estrellas. Una masa solar es aproximadamente 2×1030 kg. Por ejemplo, la estrella Sirio tiene una masa de 2,02 M☉.
En equilibrio permanente
En el transcurso de la mayor parte de su vida, una estrella se mantiene estable gracias a dos fuerzas que se equilibran entre sí: la fuerza de gravedad, que tiende a comprimir la estrella bajo su propio peso, y las reacciones nucleares que se producen en el núcleo emitiendo mucha energía hacia el exterior. Este equilibro de fuerzas se conoce como «equilibro hidrostático».
La fuerza de gravedad de una estrella es tan grande que provoca que todas las partículas que la constituyen tengan tendencia a caer hacia el centro. No obstante, debido a los procesos de fusión nuclear de su interior, muchas de estas partículas son rechazadas por la fuerza de presión de la radiación y del gas.
Una estrella permanece estable porque la fuerza de gravedad queda equilibrada por la presión de los gases. Sin este equilibrio, la estrella no podría existir.
Estructura estelar
Una estrella está constituida por un núcleo rodeado de densas capas de gases. El calor producido por las reacciones de fusión nuclear que se producen en su núcleo se difunde lentamente hacia la superficie de la estrella, pasando mediante diferentes mecanismos de conducción entre las capas internas y externas.
La estructura de una estrella puede variar dependiendo de su masa, composición y de la etapa de evolución en la que se encuentre. Su estructura es una combinación de zonas radiativas, donde la energía se transporta por radiación, y de zonas convectivas, donde la energía se transporta por convección.
Para una estrella con una masa que sea inferior a media masa solar, el transporte de energía se dará totalmente por convección, desde el núcleo hasta la superficie. Solo tiene zona convectiva, por lo que carece de zona radiativa.
Cuando la masa de una estrella es superior a media masa solar surge una zona radiativa alrededor del núcleo. A partir de ahí, cuanto mayor sea la masa mayor será la zona radiativa en proporción con el tamaño de la estrella.
A partir de 1,5 masas solares, la zona convectiva se va reduciendo hasta desaparecer por completo, mientras que se forma un núcleo convectivo. En estos casos, la estrella tiene una gran zona radiativa que predomina.
En el caso del interior del Sol, el núcleo mide un radio máximo de 0,20 R☉. La zona radiativa que lo cubre tiene un grosor de 0,51 R☉, mientras que la zona radiativa, que es la capa más externa, tiene un grosor de 0,29 R☉.
La fusión nuclear
La fusión nuclear es una reacción en la que varios núcleos atómicos se unen y forman un núcleo más pesado. Estas condiciones se dan a grandes temperaturas, y se trata del proceso inverso de la fisión nuclear. Durante la reacción de fusión nuclear se libera una enorme cantidad de energía.
Data la temperatura necesaria para que esto suceda, en la naturaleza solo podemos observar este tipo de reacciones en el núcleo de una estrella, donde las temperaturas alcanzan millones de grados Kelvin.
Nacimiento y muerte
Si bien las estrellas difieren en color, luminosidad y dimensiones, todas tienen un ciclo vital definido: se forman, se desarrollan y finalmente mueren. El Sol y muchas otras estrellas cercanas se encuentran en la larga y estable fase de la evolución, caracterizada por la fusión nuclear que se produce en los núcleos. Las estrellas que se encuentran en esta fase están en la “secuencia principal”.
El ciclo vital de una estrella empieza con el nacimiento de una protoestrella en el seno de una nebulosa de gas y polvo. Este proceso que puede durar millones de años se produce mediante la agrupación de gas de hidrógeno gracias a la fuerza de gravedad, hasta llegar a formar una esfera incandescente.
El modo en que a continuación se desarrolla y concluye su existencia difiere según se trate de estrellas de poca masa, como el Sol, o de mucha más masa.
Evolución de estrellas pequeñas
Una estrella como el Sol quema hidrógeno de su núcleo durante miles de millones de años, pero una vez agotado, el equilibro entre las fuerzas que la mantienen estable se altera y empieza la fase final del ciclo de su vida.
La estrella termina su existencia primero con una expansión y luego con una contracción. Se expande hasta convertirse en una gigante roja, de modo que se libra de las capas externas de gas y, luego, se contrae hasta quedar con un tamaño similar al de la Tierra, convirtiéndose en una enana blanca.
La enana blanca es una estrella que se encuentra en vías de extinción y es extremadamente densa. A partir de esta fase se irá apagando lentamente en el transcurso del tiempo. Las capas externas expulsadas forman una envoltura esférica de gases que se conoce con el nombre de nebulosa planetaria.
Evolución de estrellas masivas
Las estrellas más masivas tienen un final más espectacular. Emplean mucho menos tiempo en completar su ciclo y terminan su vida de manera más violenta. Una vez agotado el hidrógeno de su núcleo, generan otras reacciones nucleares de breve duración que forman elementos más pesados que el helio.
Más adelante, cuando también se han agotado esas reacciones y la estrella se ha convertido en una supergigante, el núcleo se colapsa. Las capas externas se liberan con una explosión llamada supernova. En esta fase, la estrella se hace brevemente muy luminosa y es visible a grandes distancias.
De la explosión de una supernova puede formarse una estrella de neutrones o un agujero negro. La primera es un objeto muy pequeño, de un diámetro de pocos kilómetros. Su densidad es tan elevada que cucharada de la materia que la constituye pesaría más de 10 millones de toneladas en la Tierra.
Si por el contrario, la estrella originaria era todavía más grande, el núcleo se colapsa con tanta fuerza que se forma un agujero negro. En el interior de este, la fuerza de gravedad es tan enorme que ni siquiera la luz puede escapar.
Temperatura
La temperatura de una estrella se calcula según el color que tiene. Después de varios estudios, entre los que destaca el de la norteamericana Annie J. Cannon del Observatorio de la Universidad de Harvard durante la década del 1900, se estableció una relación de temperaturas superficiales por color.
Cuando hablamos de temperatura superficial nos referimos siempre a la luz que podemos observar. Por ejemplo, la temperatura superficial del Sol es de 5778 K, pero su núcleo alcanza millones de grados. Las estrellas azules son más calientes que las amarillas, y las amarillas son más calientes que las rojas.
Clasificación
La primera clasificación de las estrellas fue formulada por Hiparco de Nicea. Este sistema clasificaba las estrellas según la intensidad de su brillo aparente, tal y como son cuando se observan desde la Tierra. Las estrellas más brillantes son de magnitud 1, mientras que las menos brillantes son de magnitud 6.
Actualmente las estrellas se clasifican según su tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación basadas en dos catálogos diferentes: el Henry Draper Catalogue (HD) realizado en la Universidad de Harvard, que determina el tipo espectral; y el catálogo del Observatorio Yerkes, que determina la clase de luminosidad.
Clasificación de tipo espectral de Harvard:
| Clase | Temperatura | Color | Ejemplo |
|---|---|---|---|
| O | ≥ 30000 K | Azul | Zeta Puppis |
| B | 10000-30000 K | Blanco azulado | Espiga |
| A | 7500-10000 K | Blanco | Vega |
| F | 6000-7500 K | Blanco amarillento | Mirfak |
| G | 5200-6000 K | Amarillo | El Sol |
| K | 3700-5200 K | Naranja | Aldebarán |
| M | ≤ 3700 K | Rojo | Betelgeuse |
Este sistema usa varias letras para designar el tipo espectral de una estrella, subdividiendo el rango de posibles temperaturas estelares. A su vez, cada letra se subdivide en números, siendo el 0 la temperatura más caliente y el 9 la temperatura más fría. Por ejemplo, Aldebarán es una gigante roja con una temperatura de 3910 K, por lo que está clasificada como estrella K5.
No obstante, este sistema no permite diferenciar entre dos estrellas que tengan la misma temperatura pero diferente luminosidad. Dicho de otra forma, no permite diferenciar entre estrellas de la secuencia principal (enanas), gigantes y supergigantes. Por esta razón se creó la clasificación de Yerkes, introducida el 1943 por William Wilson Morgan y Philip C. Keenan, del Observatorio Yerkes, hoy conocida como sistema de Morgan-Keenan (MK).
Clasificación de tipo de luminosidad de Yerkes:
| Clase | Descripción |
|---|---|
| 0 | Hipergigantes |
| Ia | Supergigantes luminosas |
| Ib | Supergigantes |
| II | Gigantes luminosas |
| III | Gigantes |
| IV | Sub-gigantes |
| V | Enanas (Sol) |
| VI | Sub-enanas |
| VII | Enanas blancas |
La mayoría de las estrellas se clasifican mediante una combinación de los dos sistemas, pues son complementarios. Por ejemplo, el Sol es una estrella del tipo G2V: “G2” indica que tiene una temperatura superficial aproximada de 5778 K, mientras que la “V” indica que es una estrella enana de la secuencia principal.
Distribución
En ocasiones una estrella no se encuentra en solitario, sino que forma un sistema estelar junto con otras estrellas, ligadas por la fuerza de gravedad. El sistema estelar más común se conoce como estrella binaria o sistema binario. Cuando son 3 o más estrellas se conoce como estrella múltiple o sistema múltiple.
También existen otros grupos de estrellas más grandes que se conocen como cúmulos estelares. Hay dos tipos de estas asociaciones estelares: los cúmulos abiertos, que suelen contener un centenar de estrellas jóvenes, y los cúmulos globulares, que agrupan miles o millones de estrellas viejas.
En el universo, las estrellas se encuentran agrupadas en galaxias, junto con nubes de gas y polvo interestelar. En general, una galaxia puede contener cientos de miles de millones de estrellas. Sin embargo, se ha descubierto estrellas intergalácticas, que pueden ser fruto de las fusiones entre galaxias.
