¡Las estrellas!

Las estrellas, enormes bolas de gas y polvo luminosas que desde su nacimiento producen energía por la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio. El término, por tanto, no sólo incluye estrellas como el Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como las estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares más complejos que el hidrógeno, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustibles nuclear gastado.

La masa máxima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual sería destruida por su propia radiación. La masa mínima está calculada en 0’80 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno, y se convertirían en enanas marrones. Las luminosidades de estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de una milésima de la del Sol para las enanas más débiles. Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.

Las estrellas brillan como resultado de la conversión de masa en energía por medio de reacciones nucleares, siendo las más importantes las que involucran al hidrógeno. Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierte en energía aproximadamente siete gramos de masa (el 7 ‰). De acuerdo a la famosa ecuación E = mc², los siete gramos equivalen a una energía de 6’3×10¹⁴ julios. Las reacciones nucleares no sólo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que también producen elementos más pesados y complejos que el hidrógeno y el helio.

Estos elementos pesados y más complejos (litio, carbono, oxígeno, etc) han sido distribuidos por el espacio, de tal manera que están presentes por todo el universo mediante explosiones de supernovas o por medio de nebulosas planetarias y vientos estelares.

De hecho, nuestra presencia aquí sería imposible sin que el material del que estamos hecho (polvo de estrellas), no se hubiera fabricado antes en alguna estrella lejana, hace miles de años y seguramente a muchos años luz de nuestro sistema solar.

Las estrellas se pueden clasificar de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca o estrella de neutrones y, para las más masivas, su evolución hasta agujeros negros.

También se clasifican por sus espectros, que indica sus temperaturas superficiales. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor de edad. También se clasifican por el método conocido como evolución estelar.

La cantidad de estrellas conocidas en su variedad por uno u otro motivo, es en realidad muy abundante, como por ejemplo:

Estrella binaria, estrella “capullo”, de baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja masa, estrella de bario, estrella de bariones, estrella de campo, estrella de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, de población I extrema, de población intermedia, estrella de la rama gigante asintótica, de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio, de mercurio-manganeso, de metales pesados, de neutrones, de quarks, de referencia, de silicio, de tecnecio, de tipo intermedio, de tipo tardío, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estrella estándar, evolucionada, etc, etc.

Por ser para nosotros la más importante de todas, hablaré un poco de nuestra estrella más cercana, esa que hace posible la vida en el planeta Tierra al que envía luz y calor, el Sol.

Nuestro Sol, a pesar de su diámetro de 1.392.530 Km, su enorme masa de 1’989×10³⁰ Kg, su volumen de 1’3×10⁶, etc, es en realidad una simple estrella común mediana, clasificada como una estrella G2V: una estrella amarilla con una temperatura efectiva de 5.770 K (tipo espectral G2) y una enana de la secuencia (clase de luminosidad V). El Sol está formado en su mayor parte por hidrógeno (71% en masa), con otra parte de helio (27%) y elementos más pesados (el 2%). Su edad se estima que es de unos 4.600 millones de años.

En su horno termonuclear fusiona, de manera constante y cada segundo, 4.654.000 toneladas de hidrógeno, en 4.650.000 toneladas de helio, 4.000 toneladas son lanzadas al espacio en forma de luz y calor, de lo que una parte llega al planeta Tierra. La transferencia de energía desde el núcleo hasta la superficie tarda 10 millones de años. En su centro la temperatura se calcula que es de 15’6 millones de ºK y la densidad de 148.000 Kg/m³.

Existen otras curiosidades de luminosidad, magnetismo, viento solar, etc, que estimo poco importantes para este cargo que aquí se trata. La vida del Sol está estimada en otros 4.000/4.500 millones de años más antes de que se convierta en gigante roja, explote y quede finalmente como enana blanca.

Dicho esto, ahora sí estamos preparados para comprender mejor lo que es un agujero negro.

Cuando hablamos de un agujero negro estamos hablando de un objeto con un campo gravitacional tan intenso que su velocidad de escape supera la velocidad de la luz. Los agujeros negros se forman cuando las estrellas masivas colapsan al final de sus vidas.

Un objeto que se colapsa se convierte en un agujero negro cuando su radio se hace menor que un tamaño crítico, conocido como radio de Schwarzschild, y la luz no puede escapar de él.

La superficie de tiene este radio crítico se denomina horizonte de sucesos, y marca la frontera dentro de la cual esta atrapada toda la información.  De esta forma, los acontecimientos dentro del agujero negro no pueden ser observados desde fuera. La teoría muestra que tanto el espacio como el tiempo se distorsionan dentro del horizonte de sucesos y que los objetos colapsan a un único punto del agujero, que se llama singularidad, situada en el propio centro del agujero negro. Los agujeros negros pueden tener cualquier masa.

Pueden existir agujeros negros supermasivos (de 10⁵ masas solares) en los centros de las galaxias activas. En el otro extremo, miniagujeros negros con un radio de 10^–10 m y masas similares a las de un asteroide pudieron haberse formado en las condiciones extremas que se dieron poco después del Big Bang.

Nunca se ha observado directamente un agujero negro. Kart Schwarzschild (1.837 – 1.916), dedujo la existencia de agujeros negros a partir de las ecuaciones de Einstein de la relatividad general de 1.915 que, al ser estudiadas en 1.916, un año después de la publicación, encontró en estas ecuaciones que existían tales objetos supermasivos.

Antes, en la explicación sobre las estrellas, queriendo dejarlo para este momento, deje de explicar lo que hace el equilibrio en la vida de una estrella. La estrella está formada por una inmensa nube de gas y polvo que a veces tiene varios años luz de diámetro. Cuando dicho gas (sus moléculas) se va juntando se produce un rozamiento que ioniza los átomos de la nube de hidrógeno que se juntan y se juntan cada vez más, formando un remolino central que gira atrayendo al gas circundante, que poco a poco va formando una inmensa bola. En el núcleo, la fricción es muy grande y las moléculas apretadas al máximo por la fuerza de gravedad, por fin produce una temperatura de varios millones de grados K que es la causante de la fusión de los protones que forman esos átomos de hidrógeno. La reacción que se produce es una reacción en cadena; comienza la fusión que durará todo el tiempo de vida de la estrella. Así nacen las estrellas cuyas vidas están supeditadas al tiempo que tarde en ser consumido su combustible nuclear, el hidrógeno que mediante la fusión es convertido en helio.

Las estrellas muy grandes, conocidas como supermasivas, son devoradoras de hidrógeno y sus vidas son mucho más cortas que el de las estrellas normales.

Una vez que se produce la fusión termonuclear, se ha creado el equilibrio de la estrella; veamos como. La inmensa masa que se juntado para formar la estrella genera una gran cantidad de fuerza de gravedad que tiende a comprimir la estrella bajo su propio peso. La fusión termonuclear generada en el núcleo de la estrella, hace que la estrella tienda a expandirse. En esta situación, la fusión que expande y la gravedad que contrae, como son fuerzas similares, se contrarresta la una a la otra y así la estrella continua brillando en equilibrio perfecto.

Pero, ¿qué ocurre cuando se consume todo el hidrógeno?

Esa pregunta sera contestada en otro momento, esto se hizo demasiado largo y, como siempre, no quiero cansar al lector.

emilio silvera

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