Estrellas

ESTRELLAS.

Las estrellas son la columna vertebral del universo, es por el poderoso brillo de las estrellas que podemos admirar casi todos las hermosas formaciones y cuerpos celestes. ¿Por qué? Debido que las estrellas son las fuentes de radiación electromagnética (luz) que hacen que el universo brille y sea visible a nuestros ojos. Sin las estrellas las nebulosas no brillarían con sus hermosos colores que van desde el rojo de las nebulosas de emisión hasta el azulado tenue de las nebulosas de reflexión. En si, las estrellas son enormes esferas de gas cuyo brillo y calor procede de las potentes reacciones nucleares que ocurren en sus núcleos. La fusión nuclear de diferentes átomos liberan enormes cantidades de energía; tómese como ejemplo nuestro sol, el cual cada segundo fusiona o quema hasta 700 millones de toneladas de átomos de hidrogeno en su núcleo para dar como resultado 696 millones de toneladas átomos de helio; la pregunta es ¿Donde quedaron las 4 millones de toneladas de diferencia? Se han convertido en energía pura que irradia en todas direcciones. Por esa razón se puede decir que el sol se va haciendo cada vez más liviano, pero es tanta la masa del sol que dichas cantidades no representan sino un pequeñísima fracción de la materia que lo compone.

¿Cómo se forman las estrellas?

Las estrellas nacen dentro de gigantescas nubes de hidrógeno que movidas por alguna perturbación gravitatoria (ejem. explosiones estelares) comienzan a colapsar sobre si mismas; cuando la materia se comprime, aumenta la densidad y la presión, cuando eso sucede, todo se calienta. Cuando la presión y la temperatura son lo suficientemente altos para comenzar la ignición o fusión de los isótopos de hidrógeno y esta se mantiene, es cuando decimos que nace la estrella.

Si hay muchos tipos de galaxias, le sorprenderá el número de tipos de estrellas que existen. Por motivos de practicidad, lo resumiremos por su tipo espectral.

Tipos de estrellas por su color y temperatura.

Como la tabla indica las estrellas clase O son las mas masivas, brillantes y calientes, son este tipo de estrellas gigantes las que ionizan los gases de sus lejanos alrededores y hacen a las nebulosas brillar con los bellos colores que algunas imágenes nos muestran. Pero ser una estrella tan “notable" tiene su costo, las estrellas clase O tienen un vida muy corta, de tan solo unos cuantos millones de años debido a la gran velocidad con la que queman su combustible nuclear. Si las estrellas de la parte alta de la tabla son las de vida más corta, podemos suponer correctamente que las estrellas de la parte baja son las más longevas por su bajo ritmo de consumo del hidrógeno de su núcleo.

Aunque cada estrella tiene su tipo espectral en un momento dado, la mayoría de ellas evolucionan y cambian de tipo espectral a lo largo del tiempo debido a que durante su tiempo de vida, las reacciones de fusión en su núcleo, cambian.

En el momento en que se agota el hidrógeno en el núcleo porque ya casi todo se ha convertido en helio, es cuando comienza la fusión nuclear de este si la estrella es lo suficientemente grande ya que la fusión de los átomos de helio requiere más energía que la que requieren los de hidrógeno para fusionarse. Una vez quemado o fusionado todo el helio, y si la estrella es, de nuevo, lo suficientemente masiva, el núcleo se comprime otra vez (densidad de alrededor de 200 mil kg/cm3) comienza la ignición del carbono procedente de la fusión de los átomos de helio, de la fusión del carbono, surge el neon, del neon el oxigeno, del oxigeno, el silicio y por ultimo, de la fusión del silicio se obtiene un isótopo de hierro, el Fe56 ,una vez ocurrido esto, no es ya posible ninguna fusión nuclear y la estrella, dependiendo de su masa, puede llegar al final de su vida de dos maneras, las cuales mencionaremos más adelante.

Hay varios tipos de reacciones de fusión de un mismo elemento que dependen de la temperatura, pero en la siguiente tabla mostraremos valores típicos.