Iniciamos hoy una nueva serie, La vida privada de las estrellas, en la que vamos a escudriñar los secretos mejor guardados de estos objetos astronómicos, como siempre, siguiendo la filosofía de El Tamiz – Antes simplista que incomprensible. De modo que, como decimos habitualmente, si eres astrofísico, cierra los ojos o rechina los dientes, como prefieras, ante las simplificaciones dolorosas que vas a leer.
Seguiremos la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte, hablando sobre los diversos caminos que puede seguir y las cosas que pueden ocurrirle durante su existencia. No creo que sea una serie demasiado larga, aunque nunca se sabe. Espero que la disfrutéis.
Empecemos la serie, naturalmente, por el principio. Hoy estudiaremos el nacimiento de una estrella.
Hay estrellas naciendo en una miríada de lugares del Universo ahora mismo, mientras lees este artículo. Todas ellas se forman en el interior de nubes de hidrógeno molecular: zonas del Universo donde la densidad de átomos de hidrógeno es suficientemente grande como para que se asocien en gran número formando moléculas de H2; en algunos lugares tienen átomos de otros elementos, restos de estrellas muertas, como veremos más adelante. Algunas de ellas son pequeñas, otras son gigantescas, con la masa de diez millones de Soles:
NGC604, una nube gaseosa en la que se están formando estrellas, en la galaxia espiral M33, a unos 2,7 millones de años-luz de nosotros. La nube tiene unos 1.500 años-luz de tamaño.
Estas nubes de gas y polvo pueden permanecer de esa forma durante muchísimo tiempo, pero tarde o temprano suele haber algo que las vuelve inestables. Puede ser simplemente la casualidad que haga que la densidad en una zona de la nube sea mayor que en otras, puede ser la colisión con otra nube, o el recibir la onda de choque de una supernova…cualquier cosa que haga que, en una parte de la nube, haya una cantidad considerable de moléculas que estén más cerca unas de otras que en las demás.
En ese momento, la gravedad acerca a las moléculas alrededor del punto de mayor densidad. Por supuesto, esto hace que la atracción gravitatoria sobre otras moléculas de hidrógeno cercanas aumente, atrayéndolas hacia el centro. Poco a poco la nube, de ser más o menos homogénea, se va dividiendo en zonas mucho más densas separadas de regiones menos densas o casi vacías.
Los llamados “Pilares de la creación” en la Nebulosa del Águila, en una imagen del Hubble.
Pero, además, cuando las moléculas son atraídas hacia las zonas más densas, aceleran: según la región de la nube de gas se contrae, las partículas se acercan unas a otras y se mueven cada vez más rápido, es decir, la temperatura aumenta. La energía potencial gravitatoria se convierte en energía cinética de las moléculas – energía térmica. Por supuesto, aún es una temperatura muy baja comparada, por ejemplo, con la de la Tierra, pero aumenta continuamente.
Llega un momento en el que, dentro de la nube, hay pequeñas esferas de gas muy caliente, llamadas protoestrellas, que van haciéndose cada vez más pequeñas y más calientes según la gravedad va acercando a las moléculas de hidrógeno unas a otras. Este proceso es, dentro de la vida de una estrella, extraordinariamente rápido – en un abrir y cerrar de ojos de sólo 100.000 años, la bola de gas se habrá comprimido hasta el tamaño de una estrella.
Es difícil ver estas protoestrellas, porque aún no emiten luz visible y, además, suelen estar escondidas dentro de las enormes nubes de gas y polvo. De hecho, a veces es posible verlas no porque brillen sino por todo lo contrario: cuando tienen una gran cantidad de elementos más pesados que el hidrógeno (como silicatos, óxidos de carbono y helio) pueden verse como siluetas contra un fondo brillante. En ese caso, se llaman glóbulos de Bok, observados por primera vez por el astrónomo Bart Bok en los años 40:
Glóbulos de Bok en IC2944.
Una vez que la protoestrella se va comprimiendo, pueden pasar tres cosas:
Si la masa de la protoestrella no es muy grande (menos de unas 13 veces la masa de Júpiter), cuando las moléculas del gas se han acercado todo lo posible la temperatura es menor que la necesaria para que se produzca la fusión de ningún isótopo del hidrógeno (menos de 1.000.000 K). En ese caso lo que se tiene no es una estrella, sino simplemente un gigante de gas: nunca llega a brillar con luz visible – la superficie está a menos de 1.000 K. Esto no quiere decir que la “estrella fallida” no emita radiación: sí la emite, pero al no disponer de una reacción nuclear que mantenga la temperatura, el objeto subestelar se enfría muy rápido según radia energía infrarroja.
Estas estrellas fallidas siguen enfriándose poco a poco y probablemente serán algunos de los objetos más viejos del Universo algún día, ya que no “mueren” como una estrella que se llega a formar. Aunque no se han formado igual, incluso nuestros grandes gigantes gaseosos, Júpiter, Saturno y Neptuno, emiten más radiación de la que reciben del Sol.
Sin embargo, si la nube gaseosa que se contrae es más grande (entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter), dispone de más energía potencial gravitatoria para calentarse. Según las moléculas se aprietan unas contra otras puede calentarse hasta un punto crítico: el millón de grados. A esa temperatura de 1.000.000 K se inicia la fusión del deuterio y la protoestrella “se enciende” nuclearmente: se convierte en una enana marrón. Por cierto, la distinción entre las enanas marrones y los grandes gigantes gaseosos no está demasiado clara, pero el hecho de que produzca (o haya producido alguna vez) la fusión del deuterio no es un mal criterio para distinguirlas de los gigantes de gas.
Pero estas enanas marrones no brillan mucho: aunque en el centro tengan un millón de grados, su superficie está a menos de 2.000 K, de modo que son de un color rojo profundo y emiten casi toda la radiación en el infrarrojo. Además, piensa que lo único que una enana marrón puede fusionar es deuterio (hidrógeno-2): no puede iniciar la fusión de protones (hidrógeno-1) porque para eso hacen falta unos 3.000.000 K, y la pequeña enana marrón nunca podrá alcanzar esa temperatura. De modo que, en unos cuantos millones de años, se le acaba el deuterio, pues no hay mucho comparado con hidrógeno-1…y a partir de entonces su brillo va disminuyendo. La enana marrón, al igual que los gigantes gaseosos anteriores, va convirtiéndose en un objeto más y más frío según radia energía, pero ahí siguen durante un tiempo enorme – nunca se encienden “de verdad”, de modo que nunca mueren.
Ahora bien, si la protoestrella es suficientemente grande (unas 80 veces la masa de Júpiter), la temperatura en el centro aumenta según se acercan las moléculas hasta que se “enciende” la fusión del hidrógeno – en ese momento ha nacido la estrella. En no demasiado tiempo, la presión hacia fuera de la radiación emitida por la fusión compensa la presión hacia dentro debida a la gravedad y la estrella se estabiliza. Su temperatura en la superficie, dependiendo de la masa de la protoestrella, puede ir desde poco más de 2.000 K hasta 50.000 K o incluso más en algún caso aislado.
Las Pléyades, a unos 440 años-luz de nosotros.
Lo que se tiene entonces es una estrella de verdad: puede ser roja y no muy brillante, amarilla como nuestro Sol, o de un azul intenso para estrellas más grandes, pero brilla con luz visible y una belleza arrebatadora. A partir de entonces, la estrella recién nacida entra en lo que se denomina secuencia principal…pero de eso hablaremos en próximas entregas de la serie. En el siguiente artículo, los tipos espectrales.
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{ 15 } Comentarios
Me encanta, leeré con gran atención esta serie ya que lo relativo a las estrellas me fascina
SI, A MI TAMBIEN ME ENCANTA, y lo cuentas con un estilo muy agradable de leer. esta serie me va a gustar mucho…estas cosas del espacio son fascinantes, y no dejan de tener un halo romantico, esa facinacion que siempre han ejercido sobre el hombre los fenomenos celestes. esa fascinacion sumada a la imposibilidad de explicarlo, dio lugar a las religiones; esto es: la necesidad del hombre de explicar el cosmos ( cosmos=orden) hace que si no tiene una respuesta adecuada…simplemente se la inventa. el hombre hace cualquier cosa antes que dejar un suceso sin explicar. nuestra mente tiene una necesidad incontenible de buscar una explicacion a los fenomenos, un orden subyacente (cosmificacion). la ciencia ahora nos da las explicaciones que antes no teniamos, pero eso no quita en absoluto que nos quedemos con la boca abierta ante imagenes como las de arriba. el sentimiento de asombro ante estas imagenes, es igual o mayor que el asombro ante el cosmos que llevó a los hombres a inventar dioses que regian el orden celestial. personalmente creo que ese sentimiento romantico, ese sentimiento, digamos ,religioso ante este cosmos (ahora ya explicado) deberia tenerse muy en cuentay deberiamos saber encauzarlo. deberia tenerse en cuenta por que despierta en nosotros emociones, y las emociones son tan importantes como nuestros calculos racionales: son dos de las facetas mas importantes de nuestro cerebro-mente: la razon y la emocion. y deberiamos saber encauzarlos por que ya hay mucha gente dispuesta a dejarse arrastrar por ideas ficticias que ya están trayendo nuevos dioses y nuevas creencias sobrenaturales (sumadas a las que ya arrastrabamos). quizas no sea tarea de los cientificos encauzar emociones, pero sí es tarea de los que trabajamos con emociones ( por ejemplo los artistas ) hacerlo teniendo en cuenta y aplicando los conocimientos que la ciencia nos aporta. este blog es un buen lugar para que ( por ejemplo ) artistas como yo mismo, tengamos acceso a esa informacion cientifica que luego revierta en obras que encaucen la saliencia emocional desde una perspectiva del cosmos mas completa y amplia.
Hay una cosa que no me queda clara: supongamos una protoestrella suficientemente grande. Según el artículo, empieza a “acumular” materia hasta esta hace que su temperatura sea de 3.000.000 K y entonces comienza la fusión del hidrógeno-1; pero ¿no habría comenzado antes la del deuterio (a 10^6 K)? Entonces… “[...]el hecho de que produzca (o haya producido alguna vez) la fusión del deuterio no es un mal criterio para definir a una enana marrón[...]“… no me queda claro. Y ya para terminar de tocar las narices
“[...]puede calentarse hasta un punto crítico: el millón de grados. A esa temperatura de 1.000.000 K[..]“… los kelvin no son grados, creo 
Saludos y enhorabuena.
PD: preciosa la foto de las Pléyades.
se te escapo lo de los grados Kelvin razón trae Cesar… Pero el resto del articulo es maravilloso y como dice David, no importa que tan racionales seamos es imposible no mirar al cielo y decir que algo se siente.. que algo nos envuelve.. muy hermosa serie….
Me alegro de que esta pequeña serie haya sido tan bien acogida, espero que la disfrutéis
César,
Tienes razón, la frase de la “definición” de la enana marrón no es clara – me estoy refiriendo en ella a distinguirla de un gigante gaseoso, no de otras estrellas. Voy a corregirla para que no haya ambigüedad.
César y Nikolai,
Los Kelvin no son grados, no… Pero un millón de kelvin son unos 999727 grados centígrados. Por eso digo “un millón de grados”, a temperaturas tan altas la diferenciación entre ambas escalas es un poco ridícula.
Una pregunta, No sucede que las enanas marrones o los gigantes gaseosos se encuentren con nubes de gas y se conviertan en estrellas? No hay segundas oportunidades para los que no consiguieron acumular suficiente massa?
Belerofot,
No hay nada, a priori, que impida que una enana marrón adquiera más masa y se consiga “encender”. Pero no suele pasar: una vez se ha ido separando la nube inicial en pequeñas “bolas” de masa, no suele quedar suficiente para absorber. Pero si, por ejemplo, la parte de la galaxia en la que está la enana se encuentra con otra nube, no hay nada que impida la adquisición de masa adicional – sí que hay segundas oportunidades.
Hay algo que no entiendo, si las estrellas nacen a traves de la concentracion de hidrogeno, por que el nucelo de nuestro sol es hierro? De donde ha salido todo ese hierro? O me estoy equivocando?
Ferran,
Nuestro sol, en efecto, tiene hierro – hablaremos de eso cuando hablemos de la muerte de las estrellas, ya que ese hierro proviene de estrellas de una generación anterior. En cualquier caso, la cantidad de hierro en el Sol es muy pequeña en porcentaje.
Otras estrellas mucho más grandes producen hierro (y otros muchos elementos), pero nuestro Sol no lo hace, su hierro es “prestado”.
a ver, pregunta, aunque no sé si me estoy adelantando a la serie
Si las estrellas consumen hidrógeno y lo van transformando en otros elementos, al final no debería quedar hidrógeno al explotar las estrellas, ¿no?
Digamos que no debería haber hidrógeno “por ahí” suelto para formar estrellas, porque las estrellas anteriores se lo han “fundido”. ¿De dónde sale todo ese hidrógeno? ¿Tanto hay en el Universo (pregunta retórica)?
Gracias por tener este blog!!!
Carlos,
Las estrellas van consumiendo hidrógeno y transformándolo en otras cosas, pero no todo el hidrógeno que tienen, sino todo el hidrógeno del núcleo y, si se convierten en gigantes rojas, parte del de fuera (la otra parte sale despedida al exterior).
Mucho antes de que una estrella consuma todo el hidrógeno, su núcleo se ha colapsado bajo su propio peso, mientras que en la parte de fuera sigue habiendo muchísimo hidrógeno.
Espero que esto responda tu pregunta
¿Qué son esos cuadrados negros en las fotos?
Pero de todas las estrellas me quedo con el mejor reactor que eres tú. Millones de gracias!!!
Hola Pedro Que lleva a que las particulas se asocién todas en un punto, hasta el echo que se pueda decir que es la gravedad las que las atrae? No se si me explico bien..gracias pedro por todas las series me entretengo mucho leyendo
q chevere este mundo de la astronomia como me gustaria viajar al espacio
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