Estrellas
Al igual que los seres vivos, las estrellas nacen, se desarrollan, se transforman y, finalmente, mueren. Pero su evolución toma un tiempo largo: millones o incluso miles de millones de años.
Aunque parecen todas iguales, las estrellas pueden sr muy distintas. Para describirlas, los astrónomos estudian su luz con diversos métodos. A simple vista y desde la Tierra, se pueden distinguir en total unas 8.000, 4.000 n cada hemisferio.
El resplandor de las estrellas
En el cielo, las estrellas nos parecen más o menos brillantes. Su resplandor depende de la cantidad de luz que emiten, pero también de la distancia a que se encuentran, y que se expresa madiante un número: la magnitud. Mientras más brilla una estrella, menor es el número que expresa su magnitud. Una estrella que tiene una magnitud menor que otra, es dos veces y media más brillante; si tiene cinco magnitudes menos, es cien veces más brillante. Las estrellas menos brillantes que se pueden ver a simple vista son de magnitud de 6. con binoculares, se pueden observar las de magnitud 9. con los telescopios actuales mas poderosos se detectan astros de magnitud 26, cien millones de veces menos brillantes que los mas débiles visibles a simple vista. Para comparar la luminosidad de las estrellas, es decir, cantidad de luz que envían al espacio, los astrónomos definieron una magnitud absoluta, independiente de la distancia.
El color y la temperatura
No todas las estrellas tienen el mismo color: entre las mas brillantes, sirio es blanca; Vega, azulina; Aldebarán y Antares, rojizas. Esto se debe al grado de calor en su superficie. Cuando se calienta una barra de hierro, esta adquiere diferentes colores a medida que la temperatura aumenta: rojizo primero, para cambiar a naranja, luego a amarillo y a blanco. Del mismo moso, el color de las estrellas nos permite conocer la temperatura de su superficie: una estrella blanca es más caliente que una roja y menos que una
azul. Las estrellas más calientes son azules: la temperatura de su superficie sobrepasa, a veces, los 30.000ºC. El estudio de la luz de una estrella no sólo nos indica su química, movimiento, etc. De esta forma, lo que su luz nos enseña. Estas informaciones están contenidas en el espectro de las estrellas, que se obtiene descomponiendo su luz en sus distintos colores.
La distancia de las estrellas
Si se observa con seis meses de intervalo una estrella bastante cercana a la Tierra, es decir, durante dos épocas en que la Tierra se encuentra en posiciones opuestas de su órbita, no se la ve exactamente en el mismo lugar del cielo. Al conocer-el diámetro de la órbita terrestre (300 millones de km), es posible calcular el ángulo según el cual la estrella parece haberse desplazado en el cíelo. La distancia de la estrella a la Tierra se obtiene a partir del valor de la mitad de este angulo. Este método sólo se aplica a las estrellas próximas al planeta (que son varios millares). Para las demás, los ángulos a medir son demasiado pequeños y su distancia con respecto a la Tierra sólo puede calcularse con métodos indirectos. Las estrellas, incluso las más cercanas, son tan lejanas que es difícil expresar su distancia en kilómetros. Se prefiere utilizar una unidad mucho más grande: el año luz. Un año luz es la distancia que recorre la luz en el vacío durante un año. La luz es lo más rápido que existe. Esta recorre cerca de 300.000 km por segundo en el vacío. La estrella más cercana a nosotros se encuentra a una distancia de más de 4 años luz. Esta estrella, llamada Próxima, está ubicada en la constelación de Centauro. A menudo, la luz que nos llega de una estrella ha sido emitida hace cientos o miles de años. La luz de Próxima tarda más de cuatro años y tres meses en llegar a nuestro planeta.
Del nacimiento a la edad adulta
El nacimiento de una estrella se lleva a cabo en varias etapas y durante millones de años. En el interior de una nube molecular se forman glóbulos que se trasforman en protoestrellas y, posteriormente, en estrellas.
Las nubes moleculares
En el espacio se encuentran inmensas nubes de gas y de polvo: las nebulosas. En algunas de ellas, la materia es más densa y más concentrada y forma nubes moleculares. Estas son tan grandes que la luz demora decenas de años en atravesarlas. Su masa puede alcanzar cientos de miles de veces la del Sol. Su materia es muy fría (-250°C a -260°C). Se denominan nubes moleculares porque los gases que contienen están presentes, sobre todo, en forma de moléculas, es decir, de conjuntos de átomos. Cada nube molecular mantiene un frágil equilibrio.
Por efecto de una perturbación externa (por ejemplo, la onda de choque que proviene de la explosión de una estrella cercana), este equilibrio puede romperse. Entonces, una parte de la nube se desploma bajo su propio peso y su materia comienza a contraerse. Después, la nube se fragmenta en pequeños cúmulos de materia.
Los glóbulos
Los residuos que resultan de la fragmentación de la nube molecular se trasforman lentamente en grandes esferas oscuras, que se denominan glóbulos. Un glóbulo típico tiene el tamaño del Sistema Solar y una masa equivalente entre 1 y 200 veces a la del Sol. Es un objeto todavía muy frío y muy oscuro. Poco a poco, se vuelve más denso y más caliente, hasta transformarse en una protoestrella que comienza a brillar.
Las protoestrellas
La materia de las protoestrellas continúa contrayéndose. Las protoestrellas se envuelven en un capullo de gases. Brillan, pero su resplandor es muy irregular. En dirección a los polos, escapan chorros de gases muy rápidos. Cuando la temperatura en el centro alcanza 10 millones de grados, se inician reacciones nucleares: es el nacimiento de una estrella. El tiempo necesario para que una protoestrella se transforme en estrella depende de su masa. Para una estrella como el Sol son necesarios 30 millones de años, pero para una estrella diez veces más masiva, no sobrepasa los 300.000 años.
Las estrellas jóvenes
Una vez "encendidas" y durante la mayor parte de su vida, las estrellas sacan su energía de la fusión del hidrógeno en helio que se efectúa en sus regiones centrales. Este proceso dura más o menos tiempo según la masa dela estrella. En una estrella común como es el Sol, se prolonga por 10 mil millones de años; pero en una estrella tres veces más masiva, se agota en 500 millones de años, y en una 30 veces más masiva, en sólo 6 millones de años. Las estrellas más pesadas al nacer son las más luminosas; en este momento, hay miles de
estrellas desarrollando ese proceso.
Una maternidad de estrellas
La nebulosa de la Roseta (abajo, su región central), en la dirección de la constelación del Unicornio, es una inmensa maternidad de estrellas. En ella se observan numerosos glóbulos oscuros; son estrellas en formación, que aún no brillan. Roseta es un cúmulo de estrellas muy jóvenes (de menos de un millón de años) y muy calientes. La radiación de estas estrellas "barrió" el gas y el polvo que se encontraban en el centro de la nebulosa y los dispersó por el espacio a una velocidad vertiginosa.
La vejez y la muerte
Cuando ya no hay suficiente hidrógeno en el centro de una estrella, su núcleo se contrae y se vuelve más caliente. El hidrógeno es todavía abundante en los bordes de la estrella, donde continúa transformándose en helio. La estrella crece y su color cambia al rojo. Se convierte en una gigante roja. Su diámetro llega a ser de 10 a 1.000 veces el del Sol actual. En el centro, se inician nuevas reacciones nucleares: el helio presente en el núcleo de la estrella se transforma en carbono. Después, el fin de la vida de la estrella dependerá de su masa.
Las enanas blancas
Las estrellas más livianas, cuya masa no sobrepasa 1,4 veces la del Sol, se vuelven primero muy inestables: su resplandor varía de manera irregular. Lanzan al espacio sus capas externas que forman a su alrededor una burbuja de gas en expansión: una nebulosa planetaria. Cuando todo el helio presente en el núcleo de la estrella se ha transformado en carbono, la estrella se contrae nuevamente, pero no se vuelve tan caliente como para que se desencadenen nuevas reacciones nucleares. Se convierte en una enana blanca: estrella pequeña del tamaño de la Tierra, pero de la cual una cantidad que cabría en una cucharada de café pesaría una tonelada. Esta estrella se enfría, poco a poco su resplandor disminuye y muere. Sólo queda una enana negra, demasiado fría como para brillar.
Las supernovas
Las estrellas más masivas producen elementos químicos más pesados, como el hierro. Crecen y se convierten en supergigantes, nombre bien merecido ya que su radio puede superar 1.000 veces el del Sol. Su interior se organiza en una sucesión de capas cada vez menos calientes y menos densas hacia el exterior, compuestas de gases distintos. Estas explotan repentinamente y su materia se dispersa en el espacio como un verdadero fuego artificial cósmico. Bruscamente, la estrella se vuelve 10 mil millones de veces más luminosa que el Sol. Este fenómeno se llama supernova, porque produce la impresión de que una estrella nueva muy brillante surge en el cielo. Después de la explosión, sólo queda el núcleo de la estrella: según su masa, se convertirá en una estrella de neutrones o en un agujero negro.
Las estrellas de neutrones
La explosión de una supergigante no la destruye por completo. Deja al desnudo su núcleo, compuesto de hierro. Este experimenta una compresión fantástica y se reduce primero a una pequeña esfera de sólo una veintena de kilómetros de diámetro, que pesa hasta 500 millones de toneladas por centímetro cúbico. Para transformar la Tierra en un astro tan denso, sin modificar su masa, sería necesario reducirla a una esfera de 30 metros de diámetro. La materia que queda de la estrella resulta tan comprimida que todos los átomos están como si hubieran sido molidos, en una mezcla de partículas atómicas llamadas neutrones. Este residuo se denomina estrella de neutrones. Son tan minúsculas y tan poco luminosas que pueden pasar inadvertidas. Sin embargo, los astrónomos identifican algunas, los pulsares, ya que emiten radiaciones que llegan hasta nosotros como impulsos periódicos muy breves.
Los agujeros negros
Si el núcleo de la estrella que explotó es suficientemente pesado, se transforma en un objeto aún más extraño que una estrella de neutrones: un agujero negro, de sólo algunos kilómetros de diámetro, pero de una densidad increíble. Este objeto tiene una fuerza de atracción tan grande que engulle para siempre todo lo que se le aproxima demasiado. Por lo mismo, nada puede salir de él. Un agujero negro retiene hasta su propia luz, lo que le ha valido su nombre. Es invisible, pero los astrónomos pueden detectarlo debido a las perturbaciones que provoca a su alrededor.
Glosario
-Agujero negro: región del espacio donde reina una fuerza de atracción tan grande que nada puede escapar de ella.
-Enana blanca: estrella pequeña, muy densa y poco luminosa que representa la última fase de la evolución de una estrella como el Sol.
-Enana negra: enana blanca que llegó al final de su vida y ya no emite luz
-Estrella de neutrones: estrella muy pequeña,cuya materia está tan comprimida que se reduce a una y "pasta" de partículas atómicas llamadas neutrones.
-Gigante roja: estrella antigua en la cual todo el hidrógeno central se transformó en helio, y que se dilata mientras se enfría.
-Glóbulo: nube oscura de materia interestelar, más o menos esférica, que constituye una de las primeras fases de la formación de una estrella.
-Nebulosa: nube de gas y polvo espacial, que se extiende entre las estrellas.
-Protoestrella: primera fase observable de la formación de una estrella.
-Supergigante: estrella muy luminosa y de gran diámetro.
-Supernova: estrella masiva que ha alcanzado una etapa avanzada de su evolución y estalla. La explosión misma.