Cuando miramos al cielo nocturno, vemos una alfombra brillante de estrellas. Estos centelleantes puntitos de luz son en realidad enormes bolas de plasma: gas de helio e hidrógeno sobrecalentado.
Son impulsadas por la fusión nuclear, presentan muchas formas diferentes y tienen una fascinante trayectoria evolutiva.
Nace una estrella
Las estrellas se forman dentro de nubes amorfas de gas y polvo llamadas nebulosas. Las masas de gas -principalmente helio e hidrógeno- dentro de estas guarderías estelares colapsan bajo su propia gravedad y comienzan a calentarse, formando una protoestrella. Las temperaturas aumentan en el núcleo de estas protoestrellas que se arremolinan a medida que recogen el gas y el polvo cercanos.
Una protoestrella pasará unos 100 millones de años en su fase T Tauri. Estas estrellas grandes y volátiles aún no pueden generar fusión nuclear, pero pueden dar un gran golpe con los vientos estelares que emiten. Finalmente, cuando el núcleo de la estrella alcanza temperaturas de unos 27 millones de grados Fahrenheit, se produce la fusión nuclear. Los átomos de hidrógeno y helio se unen entre sí, y voilá: nace una estrella.
Esta explosión de energía frena el colapso gravitatorio. El material que no es tragado por la estrella recién nacida puede formar planetas, asteroides y otros objetos celestes. Este proceso puede durar unos 100.000 años, según Universe Today.
Una vez que comienza la fusión nuclear, la estrella se desliza hacia su siguiente fase, la de la Secuencia Principal. La mayoría de las estrellas que vemos en el cielo nocturno (y diurno) son estrellas de la secuencia principal, según National Geographic. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la fase de secuencia principal.
Se clasifica
Hay muchos tipos diferentes de estrellas de la secuencia principal. Los astrónomos utilizan la firma espectral de una estrella para descifrar su composición, luminosidad, color y temperatura. A partir de estas observaciones, pueden saber la edad de una estrella y su tamaño. Las siete clases espectrales, ordenadas de más caliente a más fría, son O, B, A, F, G, K y M.
La temperatura de una estrella se mide en la unidad kelvin. La temperatura de la superficie de las estrellas puede variar desde unos 2.500 K en las estrellas más frías hasta unos 30.000 K en las estrellas más calientes. (La lava que sale del volcán Kilauea, en Hawai, alcanza temperaturas de unos 1.444 kelvin). El color de una estrella está directamente relacionado con su temperatura. Las estrellas más calientes tienen un aspecto blanco o azul. Las estrellas más frías tienen tonalidades más cálidas y a menudo parecen amarillas, naranjas y rojas.
Los astrónomos caracterizan el brillo de una estrella midiendo tanto su magnitud como su luminosidad, o la cantidad total de energía que una estrella produce en un segundo, así como la distancia a la que se encuentran. Las estrellas pueden clasificarse por su luminosidad. Las seis clases, de la más brillante a la más tenue, son Ia, Ib, II, III, IV y V.
La masa de una estrella puede definir cómo vivirá y morirá. Las estrellas más masivas queman su hidrógeno más rápidamente y mueren primero. Los astrónomos miden la masa de otras estrellas en «masas solares» en relación con nuestro sol.
Usando todas estas variables, los astrónomos trazan la fase evolutiva de una estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell.
Las estrellas más pequeñas se llaman estrellas enanas rojas. Estas estrellas de larga vida son abundantes en el universo y muy tenues, emitiendo un 0,01 por ciento de la energía de nuestro sol. Las hipergigantes de corta vida, en cambio, pueden alcanzar hasta 100 masas solares. Arden con más intensidad, alcanzan temperaturas de 30.000 kelvin y son extremadamente raras en el universo.
Nuestro sol es una enana amarilla de tipo G. Nuestro vecino estelar más cercano, Próxima Centauri, es una enana roja de tipo M. Vega, en la constelación de Lyra, es una estrella enana blanca azulada de tipo A.
Estrella de la muerte
El hidrógeno es la principal fuente de combustible de una estrella. Con el tiempo, una estrella agotará todo el hidrógeno de su núcleo, habiéndolo convertido en helio. Las fuerzas de la gravedad colapsarán el núcleo, haciendo que se caliente de nuevo. El aumento de las temperaturas estimulará las reacciones de fusión en las capas exteriores de la estrella, haciendo que se expanda y se convierta en una gigante roja.
Al final de su vida, las gigantes rojas de masa media desprenden sus capas exteriores y se convierten en una enana blanca ultradensa. Estas pequeñas cáscaras estelares más densas acaban convirtiéndose en elusivas estrellas enanas negras, casi indetectables para los astrónomos. Nuestro propio sol correrá esta suerte dentro de unos 6.000 millones de años.
Nuestro sol es la única estrella de este sistema. Ese no es el caso en todo el universo. Muchos sistemas estelares son lo que se llama un «sistema binario», lo que significa que están formados por dos estrellas que giran una alrededor de la otra. (Piensa en Tatooine.) También hay «sistemas múltiples», que tienen varias estrellas diferentes.
Las enanas blancas de un sistema estelar binario están atrapadas en un ciclo complicado. Absorben gas de hidrógeno y otros materiales de su estrella compañera hasta que se hinchan y explotan en un estallido de fusión nuclear. Después de que la enana blanca «se convierte en nova», se oscurece y repite el ciclo. En algunos casos, según la NASA, una enana blanca puede acumular suficiente material de su estrella compañera para explotar completamente y convertirse en supernova.
En lugar de convertirse en una enana blanca, las supergigantes rojas, estrellas con más de ocho veces la masa de nuestro sol, arrojan violentamente gas y polvo al medio cósmico. (Los restos de estas violentas explosiones se denominan estrellas de neutrones.
Las estrellas de mayor masa -las que tienen una masa superior a 25 veces la de nuestro sol- se convierten en supernovas y dejan agujeros negros arremolinados a su paso. Tras la explosión, todo el material de la estrella colapsa en un único punto, dando lugar a un agujero negro de masa estelar.
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