NACE UNA ESTRELLA

NACE UNA ESTRELLA

La cuna de las nuevas generaciones de estrellas en nuestra galaxia parece estar en las nubes interestelares de átomos y moléculas. La densidad promedio del medio interestelar en la galaxia es de cerca de un átomo por cm3. La formación de una estrella requiere una densidad 1024 veces mayor. El único mecanismo capaz de actuar a grandes distancias y de originar tal factor de compresión es la fuerza de la gravedad, que juega aquí un papel esencial. Por otro lado el movimiento térmico de las moléculas y el movimiento turbulento del gas interestelar producen una presión que impide una contracción abrupta impuesta por el campo gravitatorio.

Cuando la gravedad rompe este equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas. En términos muy generales, esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica. Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio sólo aumenta ligeramente, o si la masa de una nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso. Estas dos situaciones podrían ocurrir simultáneamente. Los cálculos indican que en nubes con masas mayores que unas 2.000 M0 la gravedad gana sobre las fuerzas de presión. La nube se hace gravitatoriamente inestable y se contrae más y más rápido. Como la masa de una estrella típica es unas 1.000 veces menor, hay que concluir que la nube se fragmenta.

LA VIDA DE UNA ESTRELLA

Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito.

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraerla. Las distintas etapas evolutivas son sucesiones de contracciones que terminan cuando la estrella comienza a quemar otros combustibles que mantenía en reserva y logra establecer una nueva situación de equilibrio.

El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial. Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente. Este hecho fue determinado observacionalmente y se llama relación masa-luminosidad. Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible, deberían tener vidas más largas. Pero en realidad sucede exactamente lo contrario. Al igual que con el dinero o la comida, la duración del combustible estelar depende tanto de la cantidad disponible como del ritmo de consumo. Por ejemplo, la vida del Sol será de 10 mil millones de años. Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande (de acuerdo a la relación masa-luminosidad) que termina de consumirlo en 30 millones de años.

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuterio para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.

Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.

Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.

La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.

Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.

Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material

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