¡Estrellas!

por el Prof. Stefan Dreizler, de Georg-August-Universität Göttingen – Institute for Astrophysics

Una estrella es una esfera de gas muy caliente (plasma) confinada por su propia gravedad. Nuestro Sol es la estrella más cercana, por lo que los astrónomos la usan de referencia. Comparada con nuestra Tierra, el Sol es más de 300.000 veces más masiva y su diámetro es 100 veces mayor. Al contrario que la Tierra y que otros planetas como Júpiter, las estrellas producen energía a través de procesos de fusión nuclear, lo que genera la emisión de luz en un gran rango de longitudes de onda. El pico de emisión en el caso de nuestro Sol se encuentra en la región del espectro electromagnético que es visible a nuestros ojos, pero el Sol también emite niveles importantes de radiación ultravioleta e infrarroja. Para que se produzcan los procesos nucleares se necesitan temperaturas muy elevadas (millones de grados) y presiones muy altas en la región central de las estrellas. Haciendo una sencilla estimación, puede decirse que se necesita una masa de un poco menos de la décima parte de la masa del Sol (es decir, unas 80 masas de Júpiter) para alcanzar la temperatura y presión necesarias para que se produzca un proceso de fusión nuclear estable durante un tiempo enorme; un tiempo comparable a la edad del Universo en el caso del Sol.

Los objetos que no alcanzan esta masa crítica de 80 masas de Júpiter se denominan enanas marrones. Pueden generarse en ellas procesos nucleares, pero sólo durante breves periodos de tiempo. En este sentido, podemos pensar en ellas como estrellas fallidas. Por debajo de unas 13 masas de Júpiter, ni siquiera estas breves reacciones nucleares son posibles, por lo que por debajo de ese límite estaríamos hablando de planetas. Esta es sólo una de las formas que usamos para categorizar y diferenciar planetas de enanas marrones, pero existen otras.

¿Cómo se forman las estrellas?

Las estrellas se formar a partir de frías nubes de gas y polvo, llamadas nubes moleculares, en las que se producen inestabilidades gravitatorias, causando un colapso sobre sí mismas. Los motivos de esas inestabilidades van desde ondas de densidad en la galaxia, hasta explosiones de estrellas cercanas, o incluso ¡colisiones entre galaxias! Las nubes moleculares están formadas por decenas de miles de masas solares y tienen diámetros de unas decenas de años luzvarias decenas de miles de veces más grande que nuestro sistema solar. Durante el colapso, la nube puede fragmentarse, es decir, una simple nube puede formar un gran número de estrellas, entre cientos y miles. Es bastante probable que las estrellas resultantes se mantengan gravitacionalmente unidas por mucho tiempo. Podemos observar estos grupos de estrellas, llamados cúmulos globulares, tanto en la Vía Láctea, como en otras galaxias. Los grupos de estrellas menos poblados, llamados cúmulos abiertos, como las Pléyades, se disuelven bastante rápido en la galaxia. Sin embargo, los sistemas múltiplesformados por dos, tres o incluso más estrellasson muy comunes. Próxima Centauri, por ejemplo, es miembro de un sistema triple.

This stellar swarm is M80 (NGC 6093), one of the densest of the 147 known globular star clusters in the Milky Way galaxy. Located about 28,000 light-years from Earth, M80 contains hundreds of thousands of stars, all held together by their mutual gravitational attraction. Image credits : NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA
Este enjambre estelar es M80 (NGC 6093), uno de los cúmulos globulares más densos de los 147 conocidos en la Vía Láctea. Situada a unos 28.000 años luz de la Tierra, M80 contiene cientos de miles de estrellas, que se mantienen unidas por su mutua atracción gravitatoria. Créditos: NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA

Los procesos de fragmentación y contracción pasan por varias fases hasta que el resultante, llamado ya protoestrella, no es mucho mayor que nuestro Sol. La contracción produce una transformación continua de energía potencial en energía cinética, provocando un calentamiento importante del gas. La estrella nacerá cuando su interior sea lo suficientemente caliente y denso para mantener reacciones de fusión nuclear que puedan llevarla a un equilibrio estable. En escalas de tiempo astronómicas, el tiempo de formación es corto, del orden de un millón de años. En cuanto se inicia la formación de estrellas, éstas calientan el resto de la nube molecular, produciendo su disolución.

 In one of the most detailed astronomical images ever produced, NASA/ESA's Hubble Space Telescope captured an unprecedented look at the Orion Nebula. ... This extensive study took 105 Hubble orbits to complete. All imaging instruments aboard the telescope were used simultaneously to study Orion. The Advanced Camera mosaic covers approximately the apparent angular size of the full moon. Image credits : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
En una de las imágenes astronómicas más detalladas jamás producidas, el Telescopio Espacial Hubble (NASA/ESA) observó la nebulosa de Orion de una manera sin precedentes… El Hubble necesió 105 órbitas para completar este extenso estudio. Se usaron todos los instrumentos del telescopio de manera simultánea para estudiar Orion. El mosaico de la Advanced Camera cubre aproximadamente el tamaño angular de la luna llena. Créditos: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) y el Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

Una región de formación estelar bastante cercana es la nebulosa de Orion, a unos 1.300 años luz de distancia. Con un pequeño telescopio pueden observarse cuatro estrellas prominentes que está calentando el gas de su alrededor, visible por una emisión de luz muy característica. Algunas partes del frío gas de la nube molecular se ven como zonas oscuras. Un vistazo más detallado con el Telescopio Espacial Hubble revela un gran número de estrellas recién formadas.

La composición de las estrellas es un reflejo del material del que está hecho nuestro Universo, formado por un 90% de átomos de hidrógeno, y casi un 10% de helio. El resto de elementos, como el carbono, el oxígeno, o el hierro, tienen una contribución menor a un 1%. Como veremos más abajo, la cantidad de otros elementos es un indicador de la población a la que una estrella pertenece, es decir, a si la estrella se ha formado en una etapa temprana o tardía de la vida de la galaxia.

Dado que más del 99% de la materia estelar es hidrógeno y helio, con una composición prácticamente idéntica en todas las estrellas, las propiedades de las nuevas estrellas formadas vienen determinadas exclusivamente por su masa, donde sí hay grandes variaciones. Los objetos más pequeños son las enanas marrones; los más masivos pueden alcanzar hasta 100 veces la masa del Sol. La distribución de masas es algo bastante universal, siendo las estrellas de baja masa (entre 1/10 y 1/2 la masa del Sol) las más comunes. Próxima Centauri pertenece a este grupo de estrellas de baja masa. En este sentido, Próxima es una estrella más representativa que nuestro Sol.

Evolución estelar y el diagrama de Hertzsprung–Russell

Como ya hemos dicho, las estrellas producen energía a partir de reacciones nucleares. Dado que el hidrógeno es el elemento más abundante y que la cantidad de energía por átomo que se obtiene de una reacción de fusión es la mayor que hay, la fusión del hidrógeno en helio es, de lejos, el recurso energético más duradero de las estrellas. Por ejemplo, nuestro Sol puede mantener este proceso por unos 10.000 millones de años —el Sol va ya por la mitad de este estadio de su evolución. Las estrellas de baja masa como Próxima Centauri tienen menos hidrógeno que fusionar, sin embargo emiten menos energía (luz) por unidad de masa y por tanto pueden mantener la fusión del hidrógeno durante mucho más tiempo. Al contrario, las estrellas más masivas que nuestro Sol tienen una vida más corta, pues consumen su hidrógeno de manera más eficiente.

Hertzsprung–Russel diagram identifying many well known stars in the Milky Way galaxy. Image credits : ESO,
Diagrama de Hertzsprung–Russel, donde se muestran varias estrellas famosas de la Vía Láctea. Créditos : ESO.

Esto nos lleva a las propiedades observables básicas de las estrellas: su luminosidad, es decir, la cantidad total de luz emitida por segundo, y su temperatura superficial. Estas dos magnitudes normalmente se representan en un diagrama, llamado el diagrama de Hertzsprung–Russell, que es una de las gráficas más importantes para representar las estrellas en astronomía. Las estrellas en su fase de fusión de hidrógeno se encuentran en lo que llamamos secuencia principal. En esta secuencia, las estrellas menos masivas tienen menor masa y menor luminosidad, y la temperatura y luminosidad aumentan con la masa. La temperatura superficial determina el color de la estrella: las estrellas más frías se ven rojas; las más calientes, azules. La temperatura superficial también determina el aspecto del espectro estelar. La luz emitida por una estrella no se distribuye de forma continual en todas las longitudes de ondas, como sería el caso de una bombilla. El espectro solar (el producido por el Sol) presenta millones de líneas de absorción que indican la presencia de los elementos químicos. Las estrellas más frías como Próxima Centauri se caracterizan por tener líneas de absorción de un gran número de moléculas. Estos espectros son como su huella dactilar, y los astrónomos pueden aprender mucho sobre las propiedades físicas de las estrellas analizando sus espectros. En el contexto de planetas orbitando otras estrellas, las líneas espectrales, o más exactamente sus cambios de longitud de onda hacia el rojo o hacia el azul, sirven para determinar la velocidad de las estrellas. Esta es la base del método de velocidades Doppler que está utilizando el proyecto Pale Red Dot para detectar un planeta alrededor de Próxima Centauri.

En el diagrama Hertzsprung–Russell que se muestra en este artículo, se indican las principales propiedades estelares. Por motivos históricos, las estrellas se categorizan por su llamado tipo espectral, usando una letra mayúscula que se muestra en el eje horizontal (OBAFKM, donde las estrellas O son más azules y las estrellas M son más rojas). La posición de Próxima Centauri en el diagrama se encuentra hacia la esquina inferior derecha, indicándonos que se trata de una estrella roja de baja masa de tipo espectral M, con una temperatura superficial de unos 3.000 Kelvin y una luminosidad unas 1.000 veces menor que la del Sol.

En el diagrama Hertzsprung–Russell se pueden ver otras zonas además de la secuencia principal. Esas posiciones en el diagrama están pobladas por estrellas que han terminado su fase de fusión de hidrógeno. Para no extendernos demasiado, no vamos a entrar aquí en los detalles de las siguientes fases de la evolución estelar. Básicamente, cuando termina la fusión del hidrógeno, las estrellas se expanden, lo que las transforma en gigantes. La mayoría de las estrellas empiezan una segunda fase de procesos nucleares, ahora transformando helio en carbón y oxígeno. Este proceso es menos eficiente y por tanto dura menos. Para la mayor parte de las estrellas, el agotamiento del helio marca el final de sus procesos nucleares, terminando su vida como enanas blancas. Las estrellas con masas mayores a unas diez masas solares pasan por más procesos nucleares, que terminan cuando una parte importante de sus elementos se transforman en hierro. La fase final de estas estrellas es, o bien una estrella de neutrones, o bien un agujero negro estelar formado por una violenta explosión de supernova.

El pacífico final de la vida de una estrella

Las últimas fases de la evolución estelar son interesantes desde el punto de vista de los planetas y los sistemas planetarios por dos motivos. En primer lugar, porque la transición de nuestro Sol en una gigante acabará con toda vida sobre la Tierra. El aumento del radio solar y de su luminosidad hará que la temperatura aumente muy por encima de los 100 grados centígrados. Los planetas interiores Mercurio y Venus serán probablemente tragados por este Sol en expansión. Cuando finalmente el Sol se transforme en una enana blanca, la órbita de la Tierra será demasiado fría para albergar vida. Es más, hay observaciones que indican que podemos observar antiguos sistemas planetarios decayendo alrededor de enanas blancas, que habrían sido desestabilizados por la evolución de su estrella anfitriona.

Stellar evolution of low-mass (left cycle) and high-mass (right cycle) stars, with examples in italics. The background image is derived from http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg by NASA's Goddard Space Flight Center.
Evolución estelar de las estrellas con masas bajas (ciclo de la izquierda) y altas (ciclo de la derecha), con ejemplos en cursiva. La imagen de fondo se ha obtenido de http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg y pertenece a NASA’s Goddard Space Flight Center. Fuente: Wikipedia.

En segundo lugar, las estrellas pierden gran parte de su masa durante las fases tardías de su evolución. Dado que el este material está enriquecido con elementos pesados como carbono, oxígeno, silicio, hierro, etc. y que la siguiente generación de estrellas nacerá de los restos de este material procesado, las sucesivas generaciones disponen de más material para formar planetas como nuestra Tierra, que esencialmente está formada de hierro y silicio, con vida basada en carbono y oxígeno.

Las estrellas y sus planetas

Los planetas son un sub-producto natural de la formación estelar. La contracción de los fragmentos de las nubes moleculares, consecuencia de la conservación del momento angular—un principio fundamental de la naturaleza, lleva a la formación de un disco alrededor de la protoestrella. En estos discos es donde se produce el nacimiento de los planetas que se forman, bien por la sucesiva agregación de partículas de polvo cada vez mayores hasta alcanzar tamaños planetarios, o bien por un colapso gravitatorio directo de un disco en fragmentación. Hay muchos aspectos sobre estos procesos que todavía están siendo discutidos, pero los principios básicos parecen estar claros. Aunque todo parece indicar que todas las estrellas deberían tener planetas, éstos podrían desaparecer, por ejemplo como consecuencia de un encuentro cercano con otra estrella, dejando estrellas sin planetas.

Las propiedades de una estrella determinan la distancia a la que un planeta podría mantener condiciones de habitabilidad, es decir, que tenga la temperatura adecuada para que el agua exista en estado líquido. Esto depende de la luminosidad estelar, que determina la temperatura media del planeta dependiendo de la distancia entre la estrella y el planeta. Una estrella poco luminosa como Próxima Centauri tiene una zona de habitabilidad mucho más cercana a la estrella que nuestro Sol, donde, obviamente, la Tierra está en la zona habitable.

Las propiedades de la estrella también determinan cómo de difícil es detectar planetas a su alrededor, Detectar planetas alrededor de enanas rojas como Próxima Centauri es más sencillo que hacerlo alrededor de estrellas como el Sol. Esto es debido a que las enanas rojas son menos masivas (por lo que las perturbaciones debidas a un planeta serán mayores), más pequeñas (por lo que la disminución de la luz que nos llega cuando un planeta transita por delante es mayor) y menos luminosas (por lo que hay un mayor contraste entre planeta y estrella). Otro aspecto importante para la vida en otros planetas es la actividad estelar. Al estudiar nuestro Sol de cerca, podemos ver que no es una esfera uniforme. Los movimientos turbulentos de las capas más externas, relacionados con el campo magnético solar, producen una variedad de fenómenos que resumimos en el término actividad. Esta actividad determina la cantidad de radiación de alta energía y de partículas a las que se expone un planeta. Este hecho no solo tiene un posible impacto directo en la vida, sino que también afecta a las condiciones de la atmósfera del planeta.

En general podemos decir que nuestro conocimiento de los planetas alrededor de las estrellas nunca es tan detallado como nuestro conocimiento de las propias estrellas, lo que convierte a la astrofísica estelar en un aspecto clave en la exploración de otros mundos.

Sobre el autor: La especialidad de Stefan Dreizler es la física estelar y la espectroscopía observacional. Estudió física y obtuvo su doctorado en la Universidad de Kiel (1992). Posteriormente trabajó como investigador post-doctoral en la Universidad de Erlangen-Nurnberg entre 1992 y 1995. Más tarde trabajó en la Universidad de Kield (1995 y 1996), y en la Universidad de Tuebingen (1997-2000), donde impartió clases entre 2000 y 2003. Finalmente se fue a la Universidad de Goettingen, donde es catedrático en astrofísica. Fue decano del departamento de física entre 2007 y 2009, y ha estado activamente involucrado en la construcción del instrumento Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE, instalado en el telescopio VLT de ESO), cuya estructura mecánica se ensambló en Goettingen. Es miembro del Kuratorium del Max-Planck-Institut fur Sonnensystemforschung. Lleva a cabo actividades de divulgación astronómica con los telescopios MONET (en Texas y Sudáfrica), y es un miembro activo del proyecto CARMENES, que ha comenzado operaciones recientemente y que buscará pequeños planetas alrededor de enanas M en el hemisferio norte.

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)