Continuamos hoy escudriñando La vida privada de las estrellas. En episodios anteriores de la serie hemos hablado del nacimiento de una estrella, los tipos espectrales y las clases de luminosidad, y la secuencia principal. Hoy hablaremos acerca de lo que sucede dentro de la estrella durante su estancia en la secuencia principal (que, como dijimos en artículos anteriores, es la mayor parte de su “vida”).

A pesar de que, como hemos visto en artículos anteriores, hay estrellas de masas, temperaturas y luminosidades muy diferentes, durante su estancia en la secuencia principal (mientras fusionan fundamentalmente hidrógeno) no son tan distintas unas de otras. La diferencia principal, como mencionamos al hablar de la secuencia principal, es cómo de rápido consumen el hidrógeno y, por lo tanto, cuánto tiempo permanecen en dicha etapa de su vida antes de precipitarse hacia su final.

De manera que, aunque en esta entrada hablaremos más detalladamente de la estructura interna de nuestro Sol, otras estrellas no son tan diferentes de él mientras se encuentran en su madurez. Desde luego, mencionaremos diferencias con estrellas mucho mayores o menores, pero vamos a centrarnos fundamentalmente en el Sol por dos razones: por un lado, es una estrella típica, ni muy grande ni muy pequeña. Por otro lado, es la que conocemos mejor, con mucha diferencia.

Una estrella típica es, dicho mal y pronto, una esfera casi perfecta hecha de hidrógeno, helio y trazas de otros elementos. Sí, al contrario que algunos planetas, la mayor parte de las estrellas de la secuencia principal son casi perfectamente esféricas. Nuestro Sol, por ejemplo, está achatado sólo 10 km en los polos respecto al ecuador, ¡comparado con un diámetro medio de 1.400.000 km, más de cien Tierras! Es como si un balón de fútbol tuviera un achatamiento de unos 0.003 milímetros. La razón es que, en general, no giran demasiado deprisa alrededor de su eje (nuestra estrella tarda unos 25 días), y además su masa es tan gigantesca que la fuerza gravitatoria hacia el centro es monstruosa.

Desde luego, cuando la estrella entra en la secuencia principal (empieza a fusionar hidrógeno) suele estar hecha casi totalmente de este elemento, salvo que se haya formado a partir del “cadáver” de una estrella anterior que tuviera mucho helio. Poco a poco, según lo va consumiendo, va teniendo más helio y menos hidrógeno. Nuestra estrella tiene aún un 74% de hidrógeno, y ya ha acumulado un 25% de helio - el 1% restante son otros elementos como oxígeno y carbono.

Estructura de una estrella como el Sol. De dentro hacia fuera: núcleo, zona radiativa, zona convectiva, fotosfera, cromosfera y corona (GPL).

Esta fusión del hidrógeno se produce en el núcleo de la estrella, donde la presión y la temperatura son enormes. En el caso del Sol la temperatura del núcleo alcanza los 13.600.000 K, que se dice pronto. Ahí es donde la estrella produce la enorme cantidad de energía necesaria para compensar la presión gravitatoria de su masa. Existen dos formas fundamentales en las que una estrella fusiona hidrógeno para producir helio: la cadena protón-protón y el ciclo CNO. Vamos a describir brevemente estos dos procesos esenciales:

La cadena protón-protón es la reacción de fusión de las estrellas no demasiado grandes, como nuestro Sol. Se llama “cadena” porque tiene varios pasos, aunque a veces se simplifiquen las cosas y se diga simplemente que la fusión consume hidrógeno y produce helio, sin indicar qué ocurre en el proceso. Este proceso consta de tres pasos:

En primer lugar, dos núcleos de hidrógeno (dos protones) se fusionan, produciendo un núcleo de deuterio (un protón y un neutrón), un neutrino electrónico y un positrón. Desde luego, este positrón no dura mucho: en cuanto se encuentra con un electrón, ambos se aniquilan y liberan un fotón de muchísima energía (lo que solemos llamar radiación gamma). El neutrino y el fotón se llevan parte de la energía total que producirá la cadena completa.

A continuación, ese núcleo de deuterio se fusiona con otro núcleo de hidrógeno (otro protón), de manera que se tienen dos protones y un neutrón, es decir, un núcleo de helio-3, y se libera otro fotón muy energético. ¡Ya casi tenemos el helio-4!

El paso final puede seguir varios caminos, pero el más común es que se unan dos de esos núcleos de helio-3 para dar un núcleo de helio-4, muchísima energía fotónica, y dos protones libres de nuevo (que vuelven al principio de la cadena para fusionarse, etc.).

Aquí tienes un pequeño diagrama de los pasos de esta cadena:

Crédito: Wikipedia (GPL).

En estrellas más grandes que el Sol (que tienen condiciones más extremas y abundancia de otros elementos además del hidrógeno y el helio) es más común un proceso diferente, denominado ciclo CNO o ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno. Este ciclo es algo más complicado que la cadena protón-protón, y tiene seis pasos. No vamos a entrar en mucho detalle de cada paso (son todos muy similares), pero básicamente se produce la fusión de un protón con carbono-12 para dar nitrógeno-13, que se desintegra en carbono-13, un positrón y un neutrino; el carbono-13 se fusiona con otro protón para dar nitrógeno-14, que se fusiona con otro protón (sí, hay muchos protones) para dar oxígeno-15, que se desintegra en nitrógeno-15, un positrón y un neutrino; el nitrógeno-15 se fusiona con otro protón para dar carbono-12 y helio-4. En cada uno de estos pasos, por supuesto, se liberan fotones muy energéticos.

Lo curioso del asunto es que hay muchos elementos involucrados, pero fíjate: en un paso se consume carbono-12, que se produce en otro paso. El nitrógeno-13 se produce en un paso y se consume en otro. Y lo mismo pasa con todos los demás elementos involucrados excepto el hidrógeno y el helio, de manera que si “sumas” todas las reacciones de fusión del ciclo, al final lo que pasa es que se consumen núcleos de hidrógeno (protones) y se produce helio-4. Los demás elementos actúan de “catalizadores”, haciendo que este tipo de fusión sea más rápido que en su ausencia.

Cualquiera que sea el proceso (la cadena protón-protón o el ciclo CNO), al final lo que sucede es que va desapareciendo el hidrógeno y va apareciendo helio. Al ser el helio más denso que el hidrógeno, la estrella se va comprimiendo poco a poco y, a la vez, calentándose. Además, en estas reacciones de fusión, como has visto, se liberan ingentes cantidades de neutrinos y de fotones. Estos dos tipos de partículas sufren destinos muy diferentes: los neutrinos atraviesan la estrella sin casi darse cuenta, y salen de él a la velocidad de la luz. Sin embargo, el interior de las estrellas es de una densidad gigantesca: los fotones recorren unos pocos milímetros antes de ser absorbidos por cualquiera de los núcleos atómicos que los rodean.

¿Quiere esto decir que la radiación nunca abandona la estrella? Desde luego que no (o no brillarían). Los fotones son absorbidos, de modo que “calientan” la región en la que se producen. Estos núcleos atómicos liberan la energía que han absorbido en forma de más fotones (normalmente, más fotones de los que absorbieron, pero con menos energía cada uno), que salen despedidos en todas direcciones (sí, algunos hacia “fuera”, pero otros hacia “dentro”). Estos nuevos fotones recorren unos pocos milímetros… ¡y son absorbidos de nuevo! Poco a poco, palmo a palmo, algunos fotones van logrando salir a capas más externas de la estrella. Al final, desde luego, salen, pero tardan muchísimo tiempo: la luz que vemos al mirar al Sol son fotones que fueron liberados por núcleos que absorbieron fotones, que fueron liberados por núcleos… y así hasta el fotón original producido por la fusión en el núcleo, hace miles o millones de años. Aún no sabemos cuánto tiempo, pero sí que, como mínimo, es de 17.000 años (algunos científicos sugieren cifras de hasta cincuenta millones de años).

Fuera del núcleo ya no se produce la fusión: la temperatura sigue siendo increíblemente alta, pero se debe simplemente a la radiación emitida por el núcleo, de modo que según nos movemos “hacia fuera”, la temperatura va disminuyendo. Esta región del exterior del núcleo suele dividirse en dos partes diferentes: la zona radiante y la zona convectiva. Dependiendo del tamaño de la estrella, la zona radiante puede estar primero y, rodeándola, la zona convectiva (como es el caso del Sol), o al revés. De hecho, si la estrella es muy pequeña, como una enana roja, puede ni siquiera existir la zona radiante.

La única diferencia entre ambas zonas es que en la zona convectiva, como su propio nombre indica, se produce convección: hay movimientos del fluido, algunas veces muy violentos y turbulentos, de modo que parte de la energía térmica sale hacia el exterior, no por radiación, sino en forma de masa de gas muy caliente. Por eso, la superficie de las estrellas como nuestro Sol no está a una temperatura uniforme - en las zonas en las que asciende material muy caliente es mayor. En la zona radiante, por el contrario, apenas hay movimiento de la masa estelar: la mayor parte de la transferencia de energía de dentro hacia fuera se produce por radiación.

Independientemente del orden de estas dos zonas, llegamos por fin a la superficie visible de la estrella, lo que realmente vemos de ella: la fotosfera (que es, por cierto, donde se observó helio por primera vez). La fotosfera está tan lejos del caliente núcleo que está muy fría, relativamente hablando: en el caso del Sol, a unos 6.000 K.

Fuera de la fotosfera se encuentra la atmósfera de la estrella - sí, las estrellas también tienen atmósfera, ¡de hecho estás dentro de ella, como veremos en un par de párrafos! La atmósfera de las estrellas tiene varias regiones diferenciadas (aunque algunas, estrictamente, tienen nombre sólo para nuestro Sol, pero bueno): el mínimo de temperatura es la región inferior de la atmósfera estelar, y es la zona de menor temperatura de la estrella. En el caso del Sol, unos 4.000 K. De hecho, está tan “fría” que allí no sólo hay átomos, ¡hay incluso moléculas! En las capas bajas de la atmósfera de nuestra estrella hay moléculas de agua y dióxido de carbono.

Nuestro Sol visto desde el telescopio de rayos X del satélite Yohkoh.

Sin embargo, a partir de ahí las cosas se vuelven extrañas: ¡la temperatura aumenta! Estamos en la cromosfera, llamada así porque durante un eclipse de Sol puede verse brillar en varios colores. Desde luego, hablar de “temperatura” aquí es algo bastante relativo, pues la densidad es muy pequeña. Pero los átomos que hay se mueven muy rápido - hasta llegar a los 100.000 K en la cima de la cromosfera.

En el exterior de la cromosfera se encuentra la corona, que es también visible durante los eclipses. La corona tiene una densidad aún menor, y una temperatura aún mayor, que la cromosfera: en el caso del Sol alcanza varios millones de grados, temperaturas similares a las que hay en las profundidades de la estrella, y no se sabe muy bien por qué, aunque se piensa que puede tener que ver con los intensos campos magnéticos producidos por el movimiento del plasma por debajo.

Cromosfera y corona del Sol (GPL).

La corona de nuestra estrella acaba más o menos a un 10% de la distancia entre el Sol y nosotros, y a partir de ahí se encuentra la capa más externa de su atmósfera: la heliosfera, que llega más allá de Plutón. Las sondas Voyager van a ser los primeros objetos construidos por el hombre en salir realmente de nuestra estrella - ya están en la heliopausa, la frontera entre la heliosfera y el medio interestelar.

Esta estructura estelar que hemos descrito se mantiene, aunque poco a poco la estrella aumente de temperatura y se comprima, hasta que el hidrógeno del núcleo se va acabando y sólo queda helio. Entonces, la estrella abandona la secuencia principal e inicia el camino hacia su “muerte”. Sin embargo, es ahora cuando las cosas pueden tomar rutas muy diferentes, dependiendo del tamaño de la estrella.

De hecho, como ya mencionamos anteriormente en la serie, si la estrella es muy pequeña la fusión es tan lenta ¡que aún no han acabado ni las primeras que se formaron en el Universo! Se piensa que estas estrellas tan pequeñas “mueren” igual que vivieron: discretamente. Eso justamente estudiaremos en el siguiente capítulo de la serie, al hablar de las enanas blancas.