¿Qué son las estrellas? Todo lo que necesitas saber

¿Qué son las estrellas? Todo lo que necesitas saber

No hay muchas cosas más impresionantes que un cielo de medianoche que está embellecido con innumerables pinchazos de luz centelleantes. Incluso mientras miras la belleza de un cielo nocturno despejado, eres plenamente consciente de que hay mucho más en lo que estás viendo. Entonces, ¿qué son exactamente las estrellas?

Una estrella es una bola masiva de gas que emite energía debido a las reacciones de fusión nuclear en su núcleo. Las estrellas se forman a partir de nebulosas (nubes de polvo y gas). Las estrellas se clasifican según la temperatura (color), la luminosidad y la masa. La masa de las estrellas determina su evolución y muerte.

Las estrellas son en realidad un tema bastante complicado de entender, y hay un par de razones para esto.

En primer lugar, están en una escala tan grande que no se pueden usar las escalas de medición y los puntos de referencia que usamos para casi todo lo demás. Por ejemplo, los astrónomos utilizan los años luz para medir la distancia. Las distancias son tan grandes en el espacio exterior que la forma más fácil de medirlas es calculando cuánto tiempo tardaría la luz en viajar de un punto a otro.

En segundo lugar, si bien los astrónomos tienen un vasto conocimiento de las estrellas, todavía hay mucho misterio en torno a estos cuerpos celestes. Por lo tanto, existen múltiples teorías para explicar diversos fenómenos, y cualquiera de ellas podría ser correcta.

Sin embargo, en este artículo, hemos hecho todo lo posible para proporcionarle detalles comprensibles sobre la formación, evolución y muerte de las estrellas. También discutiremos por qué las estrellas centellean, los sonidos de las estrellas, las estrellas fugaces y más.

¿Qué son las estrellas?

El diccionario Merriam-Webster define una estrella de dos maneras:

  • “Un cuerpo luminoso natural visible en el cielo especialmente por la noche”.
  • “Cuerpo celeste esferoidal autoluminoso de gran masa que produce energía mediante reacciones de fusión nuclear”.

La segunda definición es, con mucho, la más informativa. Nos dice que las estrellas son masivas y tienen forma de bola. También nos dice que están hechos de gas y producen su propia energía, que se puede ver en la forma en que emiten luz.

¿Cómo se forman las estrellas?

De la nebulosa al núcleo prestelar

Hay enormes nubes de polvo y gas en el espacio exterior. Estas se llaman nubes moleculares o nebulosas (una nube astronómica de polvo y gas es una nebulosa), y consisten principalmente en moléculas de hidrógeno y helio.

¡Los científicos informan que las nebulosas son cientos de miles de veces más masivas que nuestro sol! De hecho, las nebulosas son tan enormes que se pueden formar múltiples estrellas dentro de la misma nube. Debido a que las estrellas se forman en nebulosas, a veces se las conoce como viveros estelares.

Las nebulosas comienzan siendo muy frías. Su temperatura se mide aproximadamente en cero absoluto. El cero absoluto es 0 Kelvin, y es básicamente la temperatura más baja que algo puede ser. En 0 Kelvin, la materia no posee energía térmica. ¡El cero absoluto es el equivalente a -459.67°F!

El gas y el polvo de una nebulosa comienzan dispersos. Con el tiempo, la turbulencia espacial mueve las moléculas de forma aleatoria y desigual, creando bolsas de colecciones más densas de gas y polvo conocidas como grupos nebulares. Como saben, el espacio exterior es un vacío, así que ¿de dónde viene la turbulencia?

La turbulencia espacial es en realidad causada por lo que los astrónomos llaman ondas de Alfven. Se trata de “perturbaciones viajeras del plasma y del campo magnético”. En este caso, el plasma se refiere al gas ionizado formado por iones positivos y electrones libres que existe en el espacio exterior.

Las ondas de plasma son producidas, por ejemplo, por el sol a través de la emisión violenta de partículas cargadas conocidas como eyecciones de masa coronal. Estas ondas de plasma luego se propagan a través del espacio y perturban las moléculas y partículas de polvo de las nebulosas.

Con el tiempo, los grupos nebulares se vuelven cada vez más grandes. Con el aumento de la masa viene el aumento de la atracción gravitacional, que a su vez atrae aún más moléculas en el grupo nebular. Cuando el grupo de nebulosas alcanza una cierta masa, colapsa bajo la fuerza de su propia gravedad, creando un núcleo prestelar.

De Prestellar Core a Protostar

Una estrella de color azul

Descripción generada automáticamente con confianza media Las nebulosas son nubes de gas y polvo en el espacio exterior que eventualmente pueden formarse en estrellas

En este punto, tres cosas suceden en el núcleo prestelar para formar una protoestrella.

El gas y el polvo de la nebulosa que colapsa ya no se mueven al azar. En cambio, tienen momento angular, es decir, están girando. A medida que el núcleo prestelar continúa condensándose, gira cada vez más rápido hasta que la nube de gas circundante se aplana en un disco.

Las moléculas de gas se moverán a través de este disco y caerán en el núcleo (acreción), y el exceso de material se expulsa en chorros en los polos del núcleo.

El colapso gravitacional causa una acumulación de presión y un aumento de la temperatura en el núcleo prestelar.

Esto es ahora una protoestrella.

De protoestrella a estrella T Tauri

La protoestrella continuará acreando moléculas del disco (que se convierte en un disco protoplanetario, a partir del cual los planetas pueden formarse más tarde), y el cuerpo astronómico continuará evolucionando.

Cuando la protoestrella tiene la misma masa que una estrella, la presión creada en el núcleo detendrá aún más la caída de moléculas del disco. Las temperaturas son casi, pero no del todo, lo suficientemente altas como para desencadenar la fusión nuclear, y la protoestrella se conoce como una estrella T Tauri (llamada así por la primera pre-estrella registrada de su tipo).

Las estrellas T Tauri son relativamente inestables en comparación con las estrellas de pleno derecho. Producen mucha actividad superficial en llamaradas y erupciones. También generan poderosos vientos estelares, que arrastran el gas y el polvo circundantes. Las estrellas T Tauri tienen radios más grandes que las estrellas de la secuencia principal y por lo tanto son más brillantes, aunque su brillo fluctúa.

De la estrella T Tauri a la estrella de la secuencia principal

Las estrellas T Tauri dejan de aumentar en masa a medida que las moléculas del disco protoplanetario dejan de caer en el núcleo. Sin embargo, estas estrellas T Tauri continúan colapsando y condensando la presión creciente. A medida que aumenta la presión y el tamaño de la estrella T Tauri disminuye, la temperatura aumenta.

La temperatura eventualmente alcanzará el punto en el que tendrá lugar la fusión nuclear, la fusión de dos átomos de hidrógeno en un átomo de helio. La estrella ahora es alimentada por la energía generada a través de la fusión nuclear en oposición a la energía gravitacional, y se clasifica como una estrella de la secuencia principal.

La energía de la fusión nuclear se opone a los efectos gravitatorios, y la estrella deja de condensarse, volviéndose estable.

El proceso de formación estelar toma miles de millones de años. Entonces las estrellas viven durante miles de millones de años más antes de morir. Sus restos también continúan en el espacio durante miles de millones de años. Estas escalas de tiempo son difíciles de entender, pero baste decir que las estrellas estaban aquí mucho antes que nosotros, y permanecerán mucho tiempo después de que nos hayamos ido.

Clasificación de estrellas

Clasificación según temperatura (color) y luminosidad

Las estrellas se clasifican según la temperatura de la superficie y los colores espectrales correspondientes, y sus luminosidades (brillo).

Como regla general, cuanto mayor sea la temperatura de la superficie, más brillante será la estrella. Además, y contrariamente a lo que se puede pensar, las estrellas más brillantes y calientes están en el lado azul del espectro de color, mientras que las estrellas rojas son más tenues y frías.

Los siete tipos principales de estrellas son O, B, A, F, G, K y M. En la siguiente tabla, puede ver las temperaturas superficiales y los colores de cada uno de estos tipos de estrellas.

Tipo de estrella Calidad de la superficie (Kelvin)Color espectral O> 25 000BlueB11 000 – 25 000BlueA7 500 – 11 000BlueF6 000 – 7 500Blue a WhiteG5 000 – 6 000White a YellowK3 500 – 5 000Orange a RedM< 3 500Red

Dentro de cada tipo, hay subclases. A estas subclases se les asigna un número del 0 al 9. Así, por ejemplo, una estrella de tipo G puede ser G0, G1, G2, etc. Las estrellas con el subtipo 0 se encuentran a las temperaturas más altas dentro de ese tipo. Las estrellas con subtipo 9 se encuentran a la temperatura más baja dentro de ese tipo.

Nuestro sol es una estrella G2V.

Los tipos de estrellas se trazan en el diagrama de Hertzsprung-Russell. El eje x del diagrama de Hertzsprung-Russell es la temperatura de la superficie (y el color correspondiente), y el eje y es la luminosidad o el brillo.

Clasificación según masa

Una estrella en el medio

Descripción generada automáticamente con confianza media Las estrellas se pueden clasificar en diferentes categorías según su masa

Las estrellas también se pueden agrupar de acuerdo con su masa. Como mencionamos al principio de este artículo, las cosas en el espacio son tan a gran escala que los astrónomos tienen unidades de medida completamente diferentes.

La masa no se mide en libras, gramos, kilogramos o incluso toneladas; se mide en masas solares (Msun). Como probablemente se puede adivinar, 1 masa solar es igual a la masa del sol. Ahora, nuestro sol pesa 4 385 x 1030 libras. Es mucho más fácil decir 1 Msun!

A pesar de que se han establecido en una unidad de medición, los astrónomos difieren en la forma en que agrupan las estrellas de acuerdo con la masa, es decir, tienen rangos diferentes para las estrellas de baja, media y alta masa. Algunos incluso añaden un grupo de estrellas de muy baja masa.

A los efectos de este artículo, agruparemos las estrellas según las masas en las que comparten una evolución común.

  • Las estrellas de baja masa son de 0,08 Msun a 0,5 Msun
  • Las estrellas de masa media son de 0,5 Msun a 8 Msun
  • Las estrellas de alta masa (también llamadas estrellas masivas) son más de 8 Msun

Como se puede ver en esto, nuestro sol, que es 1 Msun, está clasificado como una estrella de masa media.

Enanas marrones

Antes de ver la evolución y la muerte de las estrellas, echemos un vistazo rápido a las enanas marrones. Según su masa, estos cuerpos astronómicos entran en la categoría de estrellas de muy baja masa.

Sin embargo, la enana de Brown es en realidad el nombre dado a una estrella fallida. Las enanas marrones comienzan en los viveros de nebulosas, al igual que otras estrellas, luego desarrollan un núcleo prestelar antes de convertirse en una protoestrella.

El único problema es que, a menos de 0,08 Msun, no tienen suficiente masa para crear suficiente presión dentro del núcleo de la protoestrella para producir las temperaturas requeridas para la fusión nuclear.

El material cercano en el núcleo de la protoestrella eventualmente se estabiliza en la enana marrón, pero nunca se convierte en una estrella real.

Las enanas marrones son conocidas como el eslabón perdido entre plantas como Jupitar (un gigante gaseoso) y las estrellas.

Evolución y muerte de estrellas de la secuencia principal de baja masa: Enana roja

Las enanas rojas son estrellas de baja masa, por lo que las utilizaremos como ejemplo para la evolución y muerte de una estrella con una masa de 0,08 Msun a 0,5 Msun. Su rango espectral es de 2 500 – 4 000 K, por lo que son estrellas M y K.

Probablemente hayas oído hablar de las enanas rojas. De hecho, en realidad son estrellas muy importantes. Las enanas rojas constituyen el mayor porcentaje de todas las estrellas conocidas en el universo, sin embargo, son las más pequeñas y tenues de las estrellas de la secuencia principal y no se pueden ver desde la Tierra sin equipo especializado.

Por lo tanto, si estás mirando hacia el cielo nocturno, ninguna de las estrellas que estás viendo son estrellas enanas rojas, ¡a pesar de que 20 de las 30 estrellas cercanas a la Tierra son enanas rojas!

Las enanas rojas entran en la fase estelar de la secuencia principal, y viven en este estado durante miles de millones de años, mucho más tiempo que las estrellas de mayor masa y temperaturas más altas.

La razón por la que las enanas rojas viven durante tanto tiempo es que las reacciones de fusión dentro del núcleo de la estrella ocurren más lentamente debido a las temperaturas más bajas. Las temperaturas más bajas son el resultado de una menor masa que ejerce una menor presión sobre el núcleo de la estrella.

Las enanas rojas eventualmente se convierten en enanas blancas (que son esencialmente estrellas muertas). Las enanas rojas envejecen como son; no evolucionan en una gigante roja antes de convertirse en una enana blanca, al igual que las estrellas más masivas. Esto se debe a que son completamente convectivas; la convección puede tener lugar entre el núcleo y la cáscara.

En el núcleo de las enanas rojas, el hidrógeno se está convirtiendo en helio a través de la fusión nuclear. Las corrientes de convección luego distribuyen la energía y el helio creados en el núcleo a través de la cáscara y a la superficie de la estrella. Aquí se enfría y se hunde de nuevo en el núcleo para ser calentado una vez más. Esto impide que el helio se forje en el núcleo de la enana roja (la fusión de helio es necesaria para la evolución en un gigante).

Imagen en blanco y negro

Descripción generada automáticamente con confianza baja Un planeta orbitando una enana roja

Eventualmente, todas las moléculas de hidrógeno se utilizarán, y la energía de fusión nuclear que resistía la energía gravitacional se perderá, y la estrella colapsará. La presión repentina causada por el colapso calienta la estrella, y se convierte en una enana blanca, que es más pequeña de lo que fue la enana roja durante su larga vida.

Evolución y muerte de estrellas de la secuencia principal de masa media: enanas amarillas

Al igual que con las enanas rojas, el hidrógeno se convierte en helio en el núcleo de una enana amarilla. El tamaño y la temperatura de estas estrellas de masa media hacen que esta reacción de fusión ocurra más rápidamente que en las enanas rojas.

Las corrientes de convección solo operan a través de la envoltura de hidrógeno que rodea el núcleo de las estrellas enanas amarillas. El núcleo está aislado de estas corrientes y sólo irradia energía hacia el exterior.

Cuando todo el hidrógeno dentro del núcleo de la enana amarilla se ha fusionado en helio, ya no hay resistencia a la presión gravitacional, y el núcleo se contrae. Las temperaturas del núcleo aumentan y se enciende una capa de hidrógeno (en la envoltura de hidrógeno) alrededor del núcleo.

A medida que el núcleo continúa colapsando, produce más energía. Esto alimenta la quema de la cáscara de hidrógeno, que también libera energía. La energía calienta el gas en la envoltura de la enana amarilla y hace que se expanda y se queme más brillante. Sin embargo, el gas está ahora más lejos del núcleo caliente, por lo que se enfría a un color rojo. En esta etapa, la estrella se clasifica como una gigante roja.

Nuestro sol es una enana amarilla que está a mitad de camino a través de su fase de fusión de hidrógeno. Cuando esté completo, y el sol se hincha en una gigante roja, consumirá Mercurio y Venus y se acercará lo suficiente a la Tierra como para evaporar el océano. Pero esto no es algo de lo que tengas que preocuparte. Los científicos estiman que tenemos otros cinco mil millones de años antes de que esto suceda.

La temperatura central de la gigante roja sigue aumentando a medida que el núcleo se contrae. Eventualmente, la temperatura en el núcleo de la gigante roja se vuelve lo suficientemente alta como para que la estrella entre en una nueva fase de fusión: fusión de helio en carbono (un elemento más denso que el helio).  Esta fase de fusión de helio es mucho más corta que la fase de fusión de hidrógeno.

Una vez que todo el helio en el núcleo se ha fusionado en carbono, el núcleo de carbono se contrae y aumenta de temperatura, encendiendo una cáscara de helio entre la cáscara de hidrógeno aún en llamas y la superficie del núcleo.

Este es en realidad el punto desde el que difiere la evolución de las estrellas de masa media y alta.

Para las estrellas de masa media (0,5 Msun a 8 Msun), el núcleo de carbono en contracción nunca alcanzará las temperaturas requeridas para desencadenar una mayor fusión en elementos más pesados. Esto se debe a que la masa es insuficiente para crear suficiente presión para elevar el núcleo a la temperatura crítica de fusión de carbono.

Por lo tanto, la fusión del núcleo ha cesado, pero todavía hay actividad en las cáscaras ardientes de hidrógeno y helio. La cáscara de hidrógeno se está quemando más rápido (recuerde, se necesita menos energía para desencadenar la fusión de hidrógeno) que la cáscara de helio. Las diferentes tasas de combustión crean inestabilidad en la estrella causando pulsaciones térmicas.

En cierto punto, el núcleo de carbono deja de contraerse. Este punto está definido por la presión de degeneración de electrones. La explicación completa de este concepto está más allá del alcance de este artículo, pero básicamente, la contracción se detiene por una fuerza de presión opuesta ejercida por los electrones en los átomos de carbono. El núcleo se ha convertido en una estrella enana blanca, pero todavía está rodeado por una envoltura de gas.

Con el tiempo, las capas externas son forzadas e ionizadas por la enana blanca. La materia ionizada pasa a formar una nebulosa planetaria.

Evolución y muerte de estrellas de la secuencia principal de alta masa

Como se mencionó en la sección anterior, las estrellas de alta masa (más de 8 Msun) siguen un curso evolutivo similar al de las estrellas de masa media, diferenciándose del punto en el que la estrella se convierte en una gigante roja, con conchas de hidrógeno y helio en llamas y un núcleo de carbono.

Una estrella amarilla

Descripción generada automáticamente con confianza media El núcleo de una estrella colapsa

En las estrellas masivas, es posible una mayor fusión. El carbono del núcleo comenzará a fusionarse en neón, y el ciclo continúa a medida que se forman elementos cada vez más pesados hasta que estos elementos centrales se fusionan para formar hierro. Así como la gigante roja se formó a través de la expansión de gas impulsada por la energía, la estrella se expande aún más para convertirse en una estrella supergigante roja.

Una vez que el hierro se ha formado en el núcleo, la fusión cesa. Esto se debe a que la fusión de hierro no es una reacción generadora de energía, sino más bien una reacción que consume energía. La estrella ahora colapsa bajo su propia gravedad.

El colapso del núcleo en estrellas masivas con una masa central de menos de 3 Msun (esta es una masa central, no la masa total de la estrella) será detenido por la presión ejercida por los neutrones en el núcleo de los átomos, y el núcleo de la supergigante roja se convierte en una estrella de neutrones.

Una onda expansiva se crea por el cese repentino del colapso del núcleo. La onda expansiva viaja explosivamente hacia afuera como una supernova.

La presión gravitatoria producida por el colapso del núcleo en estrellas masivas con una masa central de más de 3 Msun es tan grande que supera la presión de neutrones. Las supernovas estelares y la materia central colapsan sobre sí misma para formar un agujero negro.

¿Qué sucede después de que una estrella muere?

Las enanas blancas, formadas por la muerte de enanas rojas y gigantes rojas, son aproximadamente del mismo tamaño que la Tierra, pero son mucho más densas. Curiosamente, cuanto más masiva es una enana blanca (refiriéndose a la masa, no al tamaño), más pequeña es. Las estrellas enanas blancas mueren lentamente, perdiendo energía y volviéndose más y más tenue. Cuando ya no tienen energía ni luz, se les llama enanas negras.

Las estrellas de neutrones, generadas por la muerte de una supergigante roja con una masa central más baja, son cuerpos astronómicos extremadamente densos y de rotación rápida. Las estrellas de neutrones girarán hacia abajo, es decir, su velocidad de rotación se ralentizará. Esto es muy gradual, y es difícil saber qué sucede después de cierto punto porque se vuelven indetectables.

A veces, las estrellas de neutrones pueden girar si absorben materia de otras estrellas.

Si un neutrón gira muy rápidamente, se clasifica como un púlsar. Los púlsares generan radiación electromagnética.

¿Sabías que podemos ver estrellas muertas que ya no producen luz? Todavía vemos la luz producida por estas estrellas, pero las estrellas en sí están tan lejos de la Tierra que en el tiempo que ha tardado la luz en llegar hasta aquí, la estrella ha muerto.

¿Por qué Stars Twinkle?

Los astrónomos en realidad usan el término “centelleo” para referirse al centelleo de las estrellas, y en realidad ocurre cuando la luz de las estrellas llega a la atmósfera de la Tierra. Hay bolsas de aire en la atmósfera que tienen diferentes temperaturas y, por lo tanto, diferentes densidades.

Por lo tanto, los rayos de luz de cada estrella pasan a través de la atmósfera a una velocidad y ángulo de difracción diferentes, causando el efecto centelleante.

¿Las estrellas hacen sonido?

¿Es este un concepto extraño para ti? Después de todo, el sonido requiere partículas de aire para viajar, y probablemente te hayan dicho al menos una vez en tu vida que si gritas en el espacio, nadie puede oírte.

Pero Elizabeth Landau de la NASA dice: “No podemos escucharlo con nuestros oídos, pero las estrellas en el cielo están realizando un concierto, uno que nunca se detiene”.

¿Recuerdas que hablamos de las corrientes de convección dentro de las estrellas? Pues bien, las ondas se forman en el interior de las estrellas como resultado de estas corrientes de convección. Las ondas hacen que la estrella se expanda y se contraiga, aunque no visiblemente.

Muchas ondas se propagan a través de la estrella chocando entre sí, corriendo sobre la superficie o a través del núcleo de la estrella. Las ondas se disipan, pero se forman nuevas ondas para reemplazarlas. El resultado es que la estrella vibra. Las vibraciones crean cambios sutiles en la luz, y estos cambios se utilizan para medir la vibración en las estrellas.

Las ondas tardan más en propagarse a través de estrellas más grandes, por lo que tienen un sonido más profundo, mientras que las estrellas más pequeñas, a través de las cuales las ondas se mueven rápidamente, tienen sonidos de tono más alto.

Los científicos toman estas vibraciones y las convierten en sonidos que podemos escuchar. Y si crees que las estrellas son fascinantes de ver, ¡intenta escucharlas!

¿Qué son las estrellas fugaces?

Imagen que contiene naturaleza, cielo, estrella

Descripción generada automáticamente Las estrellas fugaces son, de hecho, meteoros

El término “estrella fugaz” o “estrella que cae” es engañoso. Estos cuerpos astronómicos no son estrellas en absoluto. Las estrellas fugaces son realmente meteoros. Los meteoros son rastros de luz dejados por los meteoritos (colecciones de polvo y rocas) a medida que caen hacia la Tierra y son quemados por la atmósfera.

Constelaciones de Estrellas

Algunas estrellas forman constelaciones. Estos son patrones reconocibles de estrellas. Las estrellas dentro de una constelación no cambian. Hay 88 constelaciones reconocidas. Usted puede estar familiarizado con algunos de los nombres como Andrómeda, Acuario, Cáncer, Géminis, Leo, Orión, y Virgo.

Algunas constelaciones menos conocidas incluyen Bootes, Columba, Equuleus, Horologium y Microscopium. Estos nombres suenan realmente extraños, pero las constelaciones se nombran por lo que su forma se asemeja. Por ejemplo, la constelación de Columba se asemeja a una paloma, y Columba es latín para paloma. Puedes ver una lista de las 88 constelaciones y las traducciones al inglés de sus nombres aquí.

Las constelaciones no son solo formas en las estrellas que hacen que la observación de estrellas sea divertida. Debido a que son tan constantes en el cielo nocturno, se pueden utilizar en la navegación, especialmente la navegación náutica donde no hay masas de tierra para ayudar a orientar su posición. Los astrónomos también los utilizan como puntos de referencia para otros cuerpos astronómicos.

Conclusión

Las estrellas tienen millones y miles de millones de años. Nunca sabremos el número de estrellas que existen en el universo. Los astrónomos estiman que solo en nuestra galaxia (la Vía Láctea), hay más de 100 mil millones de estrellas. Además, estiman que hay entre 100 y 200 mil millones de galaxias en el universo.

Estas cifras son inconcebibles. Sin embargo, todavía hay hechos y misterios más extraordinarios y alucinantes que rodean a estos cuerpos celestes. La forma en que se producen a lo largo de millones y miles de millones de años, la forma en que evolucionan y crecen y se encogen y mueren y aparentemente desafían a la física para producir agujeros negros y sonido en el vacío, ¡cuán gloriosas y notables son las estrellas!

Llamarlas esferas masivas de gas que producen energía lumínica es cierto, pero es como llamar a un tornado un viento fuerte: es muy poco.