LAS ESTRELLAS

LAS ESTRELLAS
Las estrellas, nacen de las nubes interestelares de gas y polvo que existen
repartidas por todo el universo. Actualmente se tienen catalogadas cerca de 6000
de esas nubes, con diámetros que alcanzan los 280 años luz y una masa del torno
a 200.000/250.000 veces la del sol. Compuestas principalmente de hidrógeno,
amoniaco, agua, acetileno, formalina, silicatos, carbono etc, poseen los
componentes necesarios no solo para desarrollar una estrella (o cientos de miles),
sino para desarrollar también masas planetarias. Estas estructuras, son
tremendamente estables en cuanto a que su sistema de gravedad está
complejamente estabilizado y solo una perturbación podría hacer tambalear
semejante estructura intergaláctica.
Supongamos por un momento que cerca de una nube interestelar, madre de
futuras estrellas, se produce la explosión de una supernova: Las estructuras, lejos
de absorber la onda de choque provocada por semejante acontecimiento,
comienzan a contraerse y se colapsan buscando el centro del sistema. Al
producirse esto, la energía liberada en forma de graviones comienza a calentar
ese centro de masas que a raíz de esto auna aun más la materia que sigue
colapsando el núcleo de tal manera que la radiación cada vez lo tiene más difícil
para escapar y la temperatura sigue aumentando. Ha nacido una protoestrella.
El siguiente paso es convertirse en estrella: A partir de la nube originaria, se crea
un anillo que rodeará a esta futura estrella y que seguirá precipitando materia
sobre ella de tal modo que al no poder ser absorbido todo el material que es
atraído, una gran parte se escapará a través de la perpendicular de entrada al
disco y formará lo que se vendrá a denominar chorros bipolares ( materia que
abandona la estrella en forma de eyecciones opuestas, una por cada polo de ahí
su nombre, denominados objetos Herbig-Haro) que saldrán despedidos a
velocidades superiores a los mil kilómetros por segundo. El proceso que sigue al
nacimiento de una estrella hasta que ésta alcanza su madurez es muy inestable la
estrella todavía no dispone de sistema de compensación, no ha iniciado sus
reacciones nucleares y todavía se está formando. Al mismo tiempo que continua la
asimilación de materia atraída por la gravedad, la futura estrella va ganando
temperatura hasta alcanzar los 9/10 millones de grados, en cuyo preciso momento
comenzarán las reacciones nucleares, la estrella seguirá contrayéndose hasta que
la presión y temperaturas internas sean lo suficientemente grandes para
compensar el sistema y lograr así el estado de madurez (secuencia principal)
mientras, las radiaciones y el viento de protones y electrones, expulsan a los
elementos más ligeros del disco; Si hay suerte, estos elementos formarán un disco
circunestelar que podría derivar en un sistema planetario, como ocurrió en el caso
del Sol.
Una vez alcanzada la edad madura, la estrella se mantendrá estable por un
periodo de tiempo, inversamente proporcional a su masa. Esto viene determinado
por la cualidad física de compensación de presiones hacia el núcleo, de tal
manera que cuanto mayor es la estrella, mayor es la cantidad de combustible a
emplear para compensar la atracción gravitatoria y lógicamente, menor es la vida
de ésta. El sol, es una enana amarilla del tipo G2 que tiene garantizada su
existencia por un período de 10.000 millones de años; ha consumido 5.000
millones y por tanto le quedan otros cinco mil. Una enana marrón, necesitaría más
de 100.000 millones de años para consumir todo su combustible, (muchísimo más
tiempo que la edad del universo, que ronda los 12.000-15.000 millones de años)
ya que su efímera masa, no necesita grandes gastos energéticos para compensar
su atracción gravitatoria. Una estrella supergigante, emplearía (aproximadamente)
del orden de entre 5-40 millones de años para terminar con todo su hidrógeno (un
tiempo insignificante comparado con el que empleará el Sol).
¿Cómo funciona una estrella?
El funcionamiento de las estrellas, fue un misterio para los científicos y
astrónomos de finales del siglo XIX; no daban con las fórmulas físicas adecuadas
para explicar el fenómeno; Suponían que la energía se producía por contracción
gravitatoria, pero sabían que este planteamiento era un imposible, puesto que
limitaba la vida del Sol a escasos millones de años. En 1905, un empleado de la
oficina de patentes Suizas, publicó lo que a todas luces sería el resultado a todas
estas investigaciones. Albert Einstein y su teoría de la relatividad restringida
postulaban la posibilidad de transformar materia en energía y viceversa. Por
consiguiente cuando en el interior de una estrella, los átomos de hidrógeno se
unen para formar un átomo de helio ( por supuesto algunos antes deben pasar por
el Deuterio), éste último en su núcleo tiene una masa inferior a la suma de las
masas de los dos átomos de hidrógeno, por consiguiente la materia restante se ha
transformado en energía que compensa al sistema, lo mantiene estable y la
cantidad de masa perdida es tan insignificante que no altera lo más mínimo su
volumen y por supuesto su gravedad. Esta teoría es válida para todas las estrellas
del universo (independientemente de su masa), y permite una explicación más que
razonable a la emisión de luz y energía por parte de éstas.
¿Qué ocurre en su interior?
Para producirse las reacciones nucleares en el interior de una estrella, son
necesarias temperaturas extremas. En el Sol, por ejemplo, la temperatura
calculada de su núcleo, se sitúa en trono a los 15.000.000 de ºC; Temperatura
suficiente para conseguir que los átomos de hidrógeno al chocar, no salgan
rebotados debido a la repulsión natural ( toda la materia real del universo tiene
carga positiva), sino que se fusionen para avanzar hacia el siguiente elemento de
la tabla periódica (helio). Al unirse los átomos de hidrógeno, uno de ellos debe
transformarse en un neutrón (núcleo de deuterio, el hidrógeno pesado), un isótopo
de hidrógeno con un protón y un neutrón en su núcleo. Cumplida esta fase, se
toman el resto de elementos para formar el átomo de helio. Este proceso libera
energía (neutrinos y radiaciones), que son la fuente y semilla de la estrella.
Carbono, nitrógeno, oxígeno, hasta llegar al hierro, también aportan su cantidad
de energía que se libera al espacio transcurridos unos dos millones de años ( en el
caso del Sol), que es el tiempo que tarda la energía en recorrer desde el núcleo
solar, hasta su superficie. Allí la temperatura que ha descendido drásticamente (es
obvio que no será de 10-15 millones de grados) hasta por ejemplo los 6.000 ºC en
el caso de nuestra estrella, debido a unos complejos sistemas de radiaciones
eléctricas, es expulsada al espacio en forma de radiación a una temperatura
sensiblemente superior a la superficial.
La agonía final
Toda estrella, al igual que todo objeto contenido en este universo, tiene una vida
determinada. Esta será más o menos duradera, pero terminará, eso es seguro. De
una estrella con una masa bastante menor que la del Sol, cabe esperar una larga
vida sin apenas cambios, así como una muerte tranquila y apacible que no alterará
su inmediato rincón del espacio. Una estrella con una masa equivalente a la solar,
tendrá una muerte violenta. Superando este tamaño, el final puede ser realmente
catastrófico. Para esta sección, ver el apartado: Los Agujeros Negros