¿Que es una estrella?

Una estrella es un objeto compuesto principalmente de hidrógeno, en cuyo interior se producen reacciones nucleares de fusión, que van transformando la materia que la componen en elementos más pesados.

Inicialmente, una estrella está compuesta principalmente de hidrógeno, elemento que es el más fácil de fusionar.

Nacimiento de una estrella

El proceso de creación de una estrella es un proceso lento, donde dentro de una nebulosa (nube de gas y polvo) y por efecto de la gravedad, el hidrógeno comienza a reunirse y a colapsar en un proceso que dura millones de años. Lentamente y producto de este colapso, la densidad del hidrógeno reunido comienza a aumentar, atrayendo más materia. La Gran Nebulosa de Orión (M42) es un ejemplo de estas nubes de gas, donde tiene lugar el nacimiento de las estrellas.

Hay varias posturas sobre porqué comienza la materia a reunirse para dar nacimiento a una estrella. Una distribución no uniforme de la materia dentro de la nebulosa, la onda de choque producida en la explosión de alguna estella próxima son algunas de ellas.

A lo largo de estos millones de años de condensación, la materia comienza a colapsar producto de su mayor densidad, formando esferas densas de gas y polvo, llamadas Glóbulos de Bok. Dado que en su centro la contracción es mayor que en sus bordes, el glóbulo comienza a calentarse y a girar sobre sí mismo. Producto de esta rotación, la esfera inicial comienza a aplanarse, mientras continúa contrayéndose y atrayendo más materia.

El proceso continúa, mientras la nube continúa calentándose y condensándose. Ya se puede distinguir la protoestrella en el centro, rodeada de una nube de polvo. La presión en ella continúa aumentando, así como el calor.

El momento en el que la estrella comienza a brillar como tal es cuando inicia las reacciones nucleares en su interior. Este momento depende de la masa que haya logrado reunir. Si la masa de la protoestrella no superó el 10% de la masa del Sol, nunca llegará a generar la suficiente presión y calor como para fusionar hidrógeno. Por el contrario, si la masa de la protoestrella es igual o mayor al 10% de nuestro Sol, la presión continuará aumentando hasta generar una temperatura de 10 millones de grados en su núcleo, momento en el que las reacciones nucleares comienzan. Una nueva estrella brilla en el firmamento.

Vida de una estrella

Durante su vida, la estrella deberá mantener un delicado equilibrio entre la gravedad, que intenta continuar colapsando la materia que la compone en un espacio cada vez menor, y la presión que genera desde el centro hacia afuera las reacciones nucleares, que intenta dilatarla aún mas. Mientras la estrella permanezca en este equilibrio, permanecerá estable, período que se conoce como Secuencia Principal.

Durante su estadío en la Secuencia Principal, la estrella fusionará hidrógeno en helio, lo que contribuye a su estabilidad.

El interior de una estrella

Podemos analizar una estrella en capas:

• Su parte central, donde se producen las reacciones nucleares, se llama núcleo. Aquí es donde el hidrógeno se fusiona en helio.
• La radiación producida en el núcleo (rayos X y gamma) debe atravesar la zona radiactiva, capa inmediatamente superior al núcleo.
• Sobre la zona radiactiva, está la zona convectiva. En esta zona, como su nombre indica, los gases calentados por la radiación del núcleo suben a la superficie, donde liberan su energía, se enfrían y bajan nuevamente, realimentando el proceso convectivo.

Un poco de física

Las reacciones nucleares en el centro de las estrellas es del tipo de fusión, en el que núcleos de elementos más livianos se fusionan para formar elementos más pesados, al revés de una reacción nuclear del tipo de fisión (empleada en las bombas atómicas o centrales nucleares). Las reacciones de fusión generan cantidades enormes de energía.

En el caso de una estrella en la Secuencia Principal, el calor y presión del núcleo alcanzan valores tan elevados que impiden la formación de átomos de hidrógeno y helio completos. Tan sólo hay núcleos atómicos y electrones sueltos, moviéndose a gran velocidad. Al chocar dos núcleos, se fusionan en un núcleo de hidrógeno pesado: deuterio o ²H. Al fusionarse con otro núcleo de hidrógeno, se forma un núcleo de un isótopo ligero del helio: helio-3 o ³He. La fusión de dos átomos de helio-3 resulta en un núcleo de helio (⁴He) y dos núcleos de hidrógeno.

Las reservas de hidrógeno alcanzan para que la estrella fusione hidrógeno en helio por millones de años (dependiendo de sus reservas iniciales de Hidrógeno y del ritmo al que lo consuma), pero inevitablemente, en algún momento éste se acaba, lo que obliga a la estrella a comenzar a fusionar helio en carbono, luego éste en neón, luego oxígeno y silicio. Esto por supuesto no es un cambio inmediato, sino que se da de a poco, fusionando distintos elementos en distintas capas del interior de la estrella.

Muerte de una estrella

Cuanto mas grande es la estrella inicialmente, más rápido consume su combustible, mientras que las estrellas pequeñas puede fusionar hidrogeno durante millones de años.

Aún en la Secuencia Principal, una estrella pasará por algunos cambios en su vida. Producto de la fusión en su núcleo, la proporción de Helio aumentará en forma constante, mientras disminuye la de Hidrógeno. Para poder fusionar el más pesado Helio, la estrella debe aumentar la presión y temperatura interior, cosa que logra contrayendo el núcleo.

Fusionar otros elementos tiene su costo: elementos más pesados emiten menos energía al fusionarse, por lo que la estrella debe fusionar mayor cantidad para poder mantener su lucha contra la gravedad. Esto significa que los tiempos se acortan, y cada nuevo combustible es consumido cada vez más rápido.

El fin de una estrella depende fundamentalmente de su masa en este momento crítico:

Hasta 1.44 la masa del Sol

Llegado el momento de fusionar Helio, la estrella expande sus capas exteriores, transformándose en una gigante roja.  El Hidrógeno continúa fusionándose alrededor del núcleo, el que se contrae y logra la presión y temperatura necesaria para fusionar Helio. La estrella comienza a contraerse y a aumentar su temperatura. Al acabarse el Helio, el núcleo comienza a fusionar carbono, y posteriormente oxígeno, contrayéndose y calentándose en el proceso. Elementos más livianos son fusionados en capas, hasta llegar al hidrógeno en sus capas más exteriores.

En esta etapa, la estrella comenzará de expulsar sus capas exteriores al espacio, creando una nebulosa planetaria. Lo que queda de la estrella original es un núcleo denso de Carbono y Oxígeno, una Enana Blanca. La presión de los electrones en su masa, impide que continúe contrayéndose, y la estrella continúa enfriándose durante millones de años, hasta terminar como una Enana Negra.

Mas de 1.44 la masa del Sol

La estrella sigue una trayectoria similar a las estrellas más pequeñas, pero pueden fusionar elementos más pesados, hasta que, al intentar fusionar Hierro, la energía provocada por la fusión es menor que la necesaria para la fusión, por lo que la estrella pierde su batalla contra la gravedad. El núcleo de Hierro colapsa y la estrella explota como Supernova.

Si el núcleo remanente es menos a unas 4 masas solares, lo que queda se transforma en una estrella de neutrones. Si es mayor, podría colapsar hasta convertirse en un agujero negro.

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