1. Nace una Estrella … Estrellas se forman cuando gas y

1. Nace una Estrella …
Estrellas se forman cuando gas y polvo interestelar son compactados por explosiones de otras estrellas,
o fuerzas de marea que ocurren según rota la galaxia, u otros efectos. Según el material se va
acumulando y la masa va aumentando, la fuerza de gravedad se intensifica, atrayendo aun más masa.
Esto concentra el gas y aumenta su temperatura en el centro. La nube molecular gigante empieza a
formar un disco en rotación según los átomos y moléculas colisionan.
En unos 10 millones de años, el centro es suficientemente caliente y denso para empezar fusión
nuclear: núcleos de hidrógeno son compactados y se unen para formar helio liberando energía. Una
estrella de zero-age de secuencia principal (ZAMS) ha nacido. Calor y luz empujan hacia fuera y
eliminan materiales ligeros. Residuos más pesados se condensan en rocas que se convierten en protoplanetas, asteroides, y planetas.
El proceso es complejo y desordenado y aún estamos descubriendo como funciona.
2. … Vive, muere …
Una estrella muy masiva tiene una vida fugaz, muere joven, y deja un cadáver pulsante. Grandes masas
producen fusión rápida y furiosa en el núcleo. Las cenizas de una primera etapa de fusión se convierten
en combustible para una segunda etapa más corta y más caliente, que a su vez produce otras cenizas
más pesadas que hacen de combustible para otra etapa, aún más corta y más caliente … hasta que las
cenizas están hechas de hierro.
Fusión de hierro en elementos más pesados consume más energía de la que genera, produciendo un
enfriamiento neto del núcleo. La estrella colapsa y rebota, derramando sus contenidos por la galaxia.
Según el gas es despedido, una nueva etapa de fusión ocurre donde se crean todos los elementos
químicos que producen planetas y vida.
El núcleo es testigo del nacimiento de una estrella de neutrones – de 1.4 a 2 veces más masiva que
nuestro Sol y tan solo unas cuantas millas de tamaño – o un agujero negro si la estrella original tenia
masa suficiente.
Estrellas con menos masa no pueden llegar tan lejos y colapsan sobre si mismas para forman enanas
blancas. Con sus últimos resoplidos de vida despiden nubes de material que resplandecen formando
una nebulosa planetaria. Nuestro Sol hará esto en unos 7 billones de años.
Como ocurre con personas, estrellas se vuelven menos activas según envejecen. Cuando nuestro Sol era
más joven rotaba más rápido y tenia ciclos de manchas solares más violentos (#1-3); fricción y
frenamiento magnético han ralentizado su rotación y su actividad al nivel que observamos hoy en día
(#4); en 1.5 billones de años el ciclo de manchas solares será una mera sombra de su juventud (#5).
Enanas rojas son estrellas que arden tan lentamente que no estamos seguros sobre sus edades o cuanto
tiempo más duraran. Es posible que brillen, tenuamente, por decenas o cientos de billones de años.
Nota: Este gráfico muestra las edades relativas de estrellas, no el tiempo transcurrido desde el Big
Bang. Por eso “ahora” está en lugares diferentes para nuestro Sol y para Vega.
Diagrama de secuencia principal por Dave Dooling, basado en diversas fuentes. Secuencia “Sun in Time” por Edward
Guinan.
3. … y unas pocas tienen “Zonas de Goldilocks”
La mayoría de estrellas pueden tener planetas. Sólo unas cuantas estrellas cumplen las condiciones
adecuadas para tener planetas con vida tal y como la conocemos.
Estrellas masivas explotan o se agotan demasiado rápido para que la vida tenga tiempo de evolucionar
o incluso empezar. Según una estrella envejece, cenizas de helio so acumulan en el núcleo. Esto
agranda la estrella y aumenta su luminosidad y empuja la zona de Goldilocks hacia el exterior. Cuanto
más grande la estrella, más rápida es la expansión.
La lenta evolución de nuestro Sol produce una zona de Goldilocks estable. La tierra ha estado cerca de
su punto medio – hasta ahora. En unos billones de anos el Sol sera lo suficientemente brillante para
hervir los océanos y la atmósfera.
Porque son menos activas, evolucionan más lentamente, y viven más tiempo, estrellas amarilloanaranjadas más pequeñas están atrayendo atención como posibles candidatas para la existencia de
vida.
Enanas rojas tienen zonas habitables más estrechas que no cambian durante billones de años. Aunque
enanas rojas también tienen tendencia a sufrir violentas explosiones.
Diagramas de zonas habitables derivados del proyecto “Living With a Red Dwarf Star”, Edward Guiran, Vilanova
University (encima, debajo) y European Southern Observatory (centro).
4. Arbol Familiar
Comparando la temperatura de una estrella con su luminosidad en una gráfica revela la existencia de
grupos familiares. Este diagrama muestra la luminosidad de estrellas comparadas con su temperatura
superficial, indicada por su color. Se conoce como un diagrama de Hertzspring-Russell, en honor de sus
inventores. Estrellas se clasifican en varios grupos: gigantes (I, II, III), sub-gigantes (IV), secuencia
principal (V), sub-enanas, y enanas blancas.
La secuencia principal de la que habla todo el mundo es la larga diagonal de color, V, desde la esquina
superior izquierda a la esquina inferior derecha. Todas las estrellas empiezan aquí, fusionando
hidrógeno y generando helio en las primeras etapas de sus vidas. Imagina el gráfico central saliendo del
diagrama H-R a lo largo de la secuencia principal. Así pues, muestra las vidas futuras de estas estrellas.
Estrellas pueden pasarse desde millones de años (esquina superior izquierda; “vive rápido, muere
joven”) a billones de años (esquina inferior derecha; “estrellas gandulas”) en la Secuencia Principal,
luego toman rápidos saltos (unos miles de años) hacia otras etapas (tardando unos cuantos millones de
años) antes de explotar o apagarse lentamente y convertirse en enanas blancas.
¿Por qué están los colores marcados como OBAFGKM (truco mnemotécnico: Oh Be A Fine Girl Kiss
Me)? A finales del siglo 19 era ABC … Alrededor de 1912 avances en nuestros conocimientos causaron
un reordenamiento de la secuencia. Así, nuestra estrella es una estrella G2 V: clase espectral amarilla,
etapa 2 (de 0-9) en esa clase, en la secuencia principal o grupo V (5).
Diagrama por Dave Dooling, NSO/AURA/NSF, basado en diversas fuentes.
5. Grande … Pequeño … Diminuto
Estrellas vienen en muchos tamaños y sabores. Las más grandes so gigantes rojas, como Betelgeuse
(M2 I), que encompasaría el sistema solar interno. Se supone que explotará como una supernova en un
millón de años.
Deneb (A2 I) es una super gigante azul-blanca que es 60,000 veces más brillante que nuestro Sol y 20
veces más masiva.
Canupus (F0 I) es una gigante amarilla-blanca usada en navegación espacial. Tiene un tamaño 65 veces
más grande que nuestro Sol y es 8.5 veces más masiva.
Vega es una estrella azul-blanca de secuencia principal (A0 V) que rota tan rápidamente que es más
ancha en el ecuador que de polo a polo.
Nuestro Sol es una sub-enana amarilla (G2 V). Es una “estrella fria” porque su atmósfera es lo
suficiente fría para que rastros de moléculas ligeras puedan formarse.
Gliese 581 es una enana roja (M3 V) con menos de un tercio de la masa de nuestro Sol. Tiene planetas
y es posible que sostenga vida.
Sirio B es una enana blanca, que es el mismo futuro que le espera a nuestro Sol: una bola caliente y
densa de núcleos de carbono y oxigeno que no pueden fundirse más. está envuelta de hidrógeno. Sirio
B es lo único que queda de una estrella que empezó con 5 veces la masa del Sol, pero que ahora tiene la
misma masa que el Sol.
Aún más pequeñas son las estrellas de neutrones que pueden llegar a tener el doble de masa que el Sol
pero sólo son del tamaño de una ciudad. Enanas marrones, estrellas “fallidas” que no tienen masa
suficiente para empezar fusión, son más o menos del tamaño de Júpiter. Un modelo se encuentra afuera
en el modelo del Sol.
Ilustraciones de Dave Dooling, NSO/AURA/NSF. Imagen de la Tierra del projecto NASA Blue Marble. Imagen de
estrella de neutrones por NASA/Marshall Space Flight Center.