La vida de las estrellas

Si yo te bajara el Sol, ¡Quemadota que te dabas! Chava Flores

En el principio

El universo se originó hace 13800 millones de años con la llamada “Gran Explosión”. En ese momento no solo aparecieron la materia y el espacio, sino que comenzó a transcurrir el tiempo. Fue, para decirlo poéticamente, un día sin ayer. El universo era entonces sumamente caliente y estaba en expansión, proceso que continúa hasta nuestros días. ¿Cómo fue posible que se formaran estrellas, planetas y seres humanos en un entorno que se hacía más tenue y diluido a consecuencia de su expansión?

​ El motivo de esta aparente contradicción es que el universo tenía regiones un poco más densas que el promedio, que se fueron contrayendo a contrapelo de la expansión, y de las que se formaron las primeras estrellas. La fuerza atractiva de la gravedad fue lo suficientemente grande en estas regiones para vencer a la expansión y permitir que el gas se contrajera hasta formar estos cuerpos con densidades mucho más grandes que la densidad promedio del universo. En la actualidad, una estrella como el Sol tiene una densidad promedio similar a la del agua (un gramo por centímetro cúbico), mientras que la del universo es aproximadamente la del Sol ¡dividida entre un uno seguido de 31 ceros! Es decir, el universo ha evolucionado de un gas más o menos homogéneo a una entidad muy estructurada, con la mayor parte de su masa concentrada en objetos relativamente pequeños, en especial las estrellas.¹

En el cúmulo globular NGC 6652 las estrellas se fusionan en un núcleo brillante en el centro y se extienden gradualmente hacia los bordes, dando paso a un fondo oscuro y vacío. Cúmulo globular NGC 6652, 2023. Fotografía del ESA/Hubble & NASA, A. Sarajedini, G. Piotto

Las primeras estrellas

Al momento de la Gran Explosión, el universo era muy homogéneo, sin las estructuras que lo caracterizarían después. Pero pasados tan solo 100 millones de años, el efecto atractivo de la gravedad había formado ya las primeras que no se han detectado aún porque nos quedan sumamente lejos. Recordemos que la luz —y de hecho, cualquier forma de radiación electromagnética (las ondas de radio, por ejemplo)— viaja a 300 mil kilómetros por segundo aproximadamente, de modo que cuando observamos objetos remotos con un te­les­co­pio, los estamos viendo como eran en el pasado; es decir, no solo estamos viajando en el espacio, sino también en el tiempo. Las primeras estrellas son muy remotas y, por lo mismo, difíciles de estudiar. De hecho, uno de los objetivos principales del telescopio espacial James Webb es detectarlas y estudiarlas, pero hasta la fecha no se ha logrado.

​ Teóricamente, las primeras estrellas fueron diferentes a las que se forman en la actualidad. Esto tiene que ver con la composición del universo, que ha cambiado con el tiempo. En los minutos posteriores a la Gran Explosión su composición química era de, básicamente, átomos de hidrógeno y helio en una proporción de ocho a uno. Las primeras estrellas se formaron gracias a esta pareja de sencillos átomos, los dos primeros de la tabla periódica de los elementos. Con una composición química tan limitada, las estrellas iniciales no se enfriaban lo suficiente para permitir que su contracción continuara; sin embargo, lo consiguieron gracias a la acumulación de masa, mucha más de la que reúnen las estrellas que se forman en la actualidad. Mientras que aquellas tenían hasta mil veces la masa del Sol, las actuales solo tienen hasta cien veces la masa del Sol.²

Las estrellas y la composición química del Universo

Si el universo tenía en un principio una composición química de hidrógeno y helio, ¿de dónde salieron otros elementos químicos como el carbono, el oxígeno o el nitrógeno, sin los cuales no existiría la vida?, ¿cómo surgieron el silicio y el aluminio, indispensables para formar planetas rocosos como la Tierra? La respuesta es que las estrellas los crean en su interior, pues su centro es tan denso y caliente que ahí puede llevarse a cabo la fusión nuclear, que consiste en la unión de los núcleos de dos o más átomos para producir nuevos elementos químicos. El proceso más importante es la transformación de hidrógeno en helio: cuatro átomos de hidrógeno se juntan en varios pasos para formar un átomo de helio que, sin embargo, pesa un poco menos (0.7 por ciento) que los cuatro átomos de hidrógeno iniciales. Esta diferencia de masa aparece en forma de fotones de alta energía. Contrario a los átomos, que tienen masa, los fotones son paquetes de energía pura. La cantidad de energía producida por la masa que se “pierde” por la fusión de hidrógeno en helio se explica con la famosa ecuación de Einstein, E=mc2, donde E es la energía que se libera, m es la masa “perdida” y c es la velocidad de la luz. Los fotones de alta energía producidos son los que mantienen el interior de las estrellas a temperaturas de millones de grados Kelvin.³ Luego, esta energía viaja lentamente hasta la superficie y la calienta a miles de grados Kelvin, temperaturas mucho menores a las del centro estelar.

​ Poco a poco, el centro de una estrella queda constituido de helio puro. Entonces, para seguir extrayendo energía de la materia, este elemento comienza a fusionarse en átomos más pesados. En el caso de una estrella de masa mediana como el Sol, el proceso de fusión no va más allá del carbono, que se forma mediante la fusión de tres átomos de helio. Pero en estrellas con mayor masa, la fusión continúa formando progresivamente átomos de oxígeno, neón, magnesio y silicio. Con este proceso secuencial de fusiones, el interior de las estrellas de alta masa remite a una cebolla, con capas sucesivas en las que predomina un elemento químico.

NGC 6369, descubierta por el astrónomo Sir William Herschel en el siglo XVIII, es conocida como la Nebulosa del Pequeño Fantasma. A más de 2 mil años luz de distancia, ofrece una idea del destino de nuestro Sol. Restos de la estrella NGC 6369, 2018. Fotografía de la NASA y el equipo del Hubble Heritage (STScI/AURA)

​ Una vez que la parte central queda constituida de hierro, se detiene el proceso de fusión que generaba energía. Sin esa presión interna o soporte, el gas de las capas externas cae hacia dentro, rebota y es eyectado al espacio a velocidades de miles de kilómetros por segundo. A esta explosión se le conoce como “supernova”. El gas expulsado ya no tiene una composición de hidrógeno y helio únicamente, sino que está enriquecido con los demás elementos formados en la estrella. Podemos decir entonces que el hidrógeno y el helio provienen mayoritariamente de la Gran Explosión y que los siguientes elementos de la tabla periódica (hasta el hierro) se producen por fusión dentro de las estrellas masivas. Para formar elementos aún más pesados es necesario proporcionar energía al gas. Esto sucede en la explosión de supernovas o mediante otros fenómenos cataclísmicos como el choque de dos estrellas de neutrones y la subsecuente formación de un agujero negro.

​ En una explosión de supernova —el destino final de las estrellas que pesan por lo menos ocho veces más que el Sol— se expulsa gas enriquecido al espacio. La parte central de la estrella se contrae y su dimensión pasa de millones de kilómetros a solo unos cuantos, lo que resulta en un objeto compacto como una estrella de neutrones o un agujero negro.

Somos polvo de estrellas

Que los elementos clave para la vida —como el carbono, el calcio y el fósforo— se hayan formado en el interior de estos cuerpos celestes confirma que “somos polvo de estrellas”. Harlow Shapley, un destacado astrónomo de principios del siglo XX, lo resumía de la siguiente manera:

Estamos hechos de la misma materia que las estrellas, por lo que, cuando se estudia la astronomía, estamos investigando de algún modo nuestra ascendencia remota y nuestro lugar en el universo.

Los distintos tipos de estrellas

Existen diferentes tipos de estrellas y el parámetro principal para diferenciarlas es su masa. En la actualidad estas se forman de una mezcla de gas proveniente de la Gran Explosión con gas enriquecido por generaciones anteriores de ellas. Se enfrían de manera mucho más eficiente que las primeras que hubo en el universo, de ahí que las de mayor tamaño conocidas hoy día se encuentren en el orden de las cien masas solares. La luminosidad de las estrellas masivas limita su crecimiento: los copiosos fotones que emiten detienen la caída de más materia una vez que la estrella alcanza alrededor de cien veces la masa del Sol.

​ Una esfera de gas, por pequeña que sea, puede ser considerada una estrella si su cuerpo tiene suficiente masa para que en el centro se produzca la fusión de hidrógeno en helio. Estudios teóricos y observacionales han establecido que este límite es de 0.08 masas solares. Por debajo de esta magnitud, los cuerpos que se forman son conocidos como “enanas café”, que aunque emiten luz porque están calientes, no producen la fusión en su interior. No obstante, sí pueden —por un tiempo breve— fusionar deuterio (una forma isotópica del hidrógeno) en helio. Las enanas café tienen masas de entre 0.08 y 0.013 veces la del Sol; por debajo de esta última el cuerpo es clasificado como planeta y no logra ningún tipo de fusión en su interior. Por ejemplo, Júpiter tiene una masa de 0.001 veces la masa del Sol, por lo que le falta muchísimo para ser una enana marrón, ya no digamos una estrella. Desde la ciencia ficción se ha especulado que Júpiter podría transformarse en una estrella con solo añadirle un poco de masa, sin embargo, esto resultaría imposible, pues necesitaríamos ochenta Júpiteres para formar una estrella mínima.

Los parámetros

En la Tabla se presenta un resumen de las características de distintos tipos de estrellas cuando están en la llamada “secuencia principal”. Se trata de la etapa más larga de su vida, pues la fusión de hidrógeno en helio es el proceso que produce más energía.

Tabla. Parámetros de estrellas representativas en la secuencia principal

​ En la primera columna de la Tabla tenemos la masa, entre 100 y 0.08 veces la del Sol. La segunda columna contiene el nombre de algunas estrellas, mientras que las demás muestran distintas magnitudes y características. De acuerdo con la Tabla, a mayor masa, mayor radio, más temperatura superficial y más luminosidad tiene la estrella. Sin embargo, a mayor masa, menor es su periodo de vida en la secuencia principal. Este resultado es un poco desconcertante porque a mayor masa, más combustible nuclear (es decir, hidrógeno) tiene la estrella para consumir. La explicación la encontramos en la luminosidad, que crece rápidamente con la masa, de manera que estas estrellas brillan mucho pero duran poco. Son lo que coloquialmente se conoce como una “llamarada de petate”. Nuestro Sol, por ejemplo, no es muy brillante pero a lo largo de su vida habrá fusionado hidrógeno durante 10 mil millones de años.

​ La séptima columna muestra la etapa final de las estrellas: las más masivas terminan como agujeros negros o estrellas de neutrones, y las de menos de ocho masas solares en enanas blancas. La última estrella en la tabla, llamada 2MASS J0523-1403, es un caso curioso, pues aún no queda claro si de trata de una enana roja de masa muy baja o una enana café de masa muy alta.

La evolución temporal de las estrellas

Estamos ya en condiciones de resumir la vida de las estrellas, lo que los astrónomos llamamos la “evolución estelar”. El término “evolución” lo tomamos de los biólogos, para quienes significa el cambio de los organismos vivos como consecuencia de la selección darwiniana. Sin embargo, para los astrónomos es la transformación que sufren los objetos astronómicos, especialmente las estrellas, como consecuencia de las leyes de la física.

​ En la actualidad, la vida de las estrellas inicia cuando un fragmento de grandes nubes de gas y polvo cósmicos comienza a contraerse por su autogravedad. La mayor parte de estas nubes está en equilibrio con otras fuerzas como la presión térmica, la turbulencia y el campo magnético, balanceando a la fuerza de gravedad. Por razones que aún no quedan del todo claras, en una sección de estas nubes la gravedad gana la batalla y comienza a contraer al gas. Como casi todas las cosas rotan, el fragmento no se contrae directamente en una estrella, sino que forma un cuerpo central rodeado de un disco en rotación. El cuerpo central (o “protoestrella”) evoluciona hasta volverse una estrella, mientras que a partir del disco —conocido como “protoplanetario”— se forman los planetas que giran alrededor de ella. Uno de los grandes logros de la astronomía contemporánea es la obtención, en ondas de radio, de imágenes de muchos de estos discos que, se cree, están formando planetas.

Observatorio ALMA (Atacama Large Millimeter Array), San Pedro de Atacama, 2009. Fotografía de ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/L. Calçada (ESO)

​ Las estrellas se siguen creando en gala­xias espirales como la nuestra, mientras que en las llamadas “galaxias elípticas”, donde el gas ya se usó, no aparecen nuevos astros.

​ Por su parte, el Sol, que se encuentra aproximadamente a la mitad de su existencia en secuencia principal, vivirá unos 5 mil millones de años más. En el caso de las grandes estrellas, la secuencia principal dura solo unos millones de años, de manera que si tuvieran planetas a su alrededor, no habría dado tiempo para que se originara la vida antes de que se volvieran supernovas. Por lo tanto, la masa del Sol constituye uno de los factores que determinó la aparición de vida en la Tierra.

​ Las estrellas son los bloques que conforman el universo. Entre sus funciones más importantes está la de producir en su interior átomos más pesados que el hidrógeno y el helio, que luego ceden al medio circundante. Cuando tienen planetas a su alrededor, les proporcionan luz y calor, lo cual permite la vida. Hoy en día se cree que la mayoría de las estrellas tienen planetas, o mejor dicho, exoplanetas. Dado el enorme número de estrellas en el universo, los astrónomos somos optimistas y creemos que tarde o temprano encontraremos vida alrededor de algunas de ellas.

Imagen de portada: Observatorio ALMA (Atacama Large Millimeter Array), San Pedro de Atacama, 2009. Fotografía de ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/L. Calçada (ESO)