1. Cómo nacen las estrellas.

Ciclo protón-protón

Las estrellas se forman a partir de a contracción de las nubes de gas y polvo interestelar muy densas (nubes moleculares). Dicha contracción puede producirse por una inestabilidad gravitacional en la nube debida a una onda de choque procedente de una supernova cercana o a la presión de la radiación producida por otras estrellas en formación. Al cabo de unos cuantos cientos de miles de años, la densidad en la zona central de la nube aumenta tanto que el gas se vuelve opaco a la radiación, calentándose así, el interior de la gran esfera gaseosa. Con la temperatura sube también la presión del gas y el colapso se reduce. El radio de la zona condensada alcanza aproximadamente la órbita de Júpiter y continuamente cae más masa sobre el núcleo interior. Esto trae consigo un aumento de la energía que emite el núcleo que como se contrae simultáneamente, crece la temperatura.

Cuando se ha alcanzado una temperatura de unos 2000 grados, las moléculas de hidrógeno empiezan a disociarse trayendo consigo una nueva contracción del núcleo. Cuando todas las moléculas de hidrógeno se han disociado la velocidad de contracción se reduce de nuevo. La temperatura sigue aumentando hasta que el hidrógeno y el helio quedan ionizados. Entonces el gas se vuelve opaco a la radiación infrarroja y empieza a calentarse. Aparece una protoestrella.

La protoestrella sigue calentándose debido a la energía liberada en la contracción lo que produce un aumento de la temperatura en el centro respecto al exterior. Debido a esta diferencia térmica comienza el transporte de energía hacia las capas externas de la protoestrella. Como el gas es tan opaco que no permite el paso de la radiación, dicho transporte energético se realiza por convección. Se produce un fuerte aumento de la luminosidad de la protoestrella.

Ciclo del carbono-nitrógeno

La pérdida de la energía interna hace que la estrella se colapse a temperatura constante. Su luminosidad desciende hasta que la opacidad del gas se hace lo suficientemente baja para permitir el transporte radiativo de la energía interior.
La contracción del núcleo continua hasta alcanzar un millón de grados apareciendo las primeras reacciones nucleares con la fusión de litio, berilio y boro. Pero sólo cuando se alcanzan los 10 millones de grados comienzan las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno. La estrella comienza su vida en la secuencia principal.

La estrella es un reactor termonuclear estable. Dependiendo de su masa se producirá la fusión del hidrógeno mediante dos tipos de reacciones nucleares:

a) En las estrellas de masa pequeña (tipo solar) domina el ciclo protón-protón (p-p). Empieza con la fusión de dos protones dando como resultado la desintegración de uno de ellos en un positrón (e+) y un neutrino (n), quedando por ello, un núcleo de deuterio. El deuterio se fusiona con otro protón formando un núcleo de 3He y un desprendimiento de energía (¡). El núcleo de 3He se fusiona con otro núcleo de 3He dando lugar a 4He al expulsarse los dos protones sobrantes.

b) En las estrellas de gran masa, que queman su hidrógeno mucho más rápidamente, predomina el ciclo del carbono-nitrógeno (CN). Comienza con la fusión de un núcleo de 12C y un protón, formándose un núcleo de 13N y desprendiéndose energía (g). Uno de los protones se desintegra dando lugar a un núcleo de 13C, expulsando un positrón (e+) y un neutrino (n). El 13C se fusiona con otro protón surgiendo 14N y desprendiéndose energía (g). El 14N se fusiona de nuevo con un tercer protón dando lugar a 15O y emisión energética (g). Uno de los protones del 15O se desintegra expulsando un positrón (e+) y un neutrino (n), quedando un núcleo de 15N. Finalmente la fusión con cuarto protón produce la escisión de un núcleo de 4He y se restituye el núcleo de 12C, comenzando un nuevo ciclo.

En las dos cadenas obtenemos el mismo resultado: cuatro núcleos de hidrógeno se convierten en un núcleo de helio. En este proceso hay una pérdida de masa de un 0'7% que acaba convirtiéndose en energía, que es transportada hasta la superficie por radiación o convección según la masa de la estrella.

2. El Diagrama Hertzsprung-Russell (H-R)

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Para clasificar las estrellas utilizamos el diagrama Hertzsprung-Russell que relaciona la clase espectral y la luminosidad de los astros. En el eje horizontal se representa la temperatura y el tipo espectral mientras que en el eje vertical se representa la luminosidad.

Las clases espectrales, establecidas según los espectros estelares están relacionadas con la temperatura superficial y el color de las estrellas. Actualmente se utilizan siete clases espectrales que incluyen al 90% de las estrellas. El intervalo entre una clase y otra se divide en 10 partes y según sus características, estas clases son:

• Clase O: Estrellas blanco-azuladas entre 30.000 y 60.000 K. Son las más jóvenes y por ello las más calientes. En muchos casos poseen restos de la nebulosa que las ha formado. Las líneas de absorción muestran una gran cantidad de helio ionizado.
• Clase B: Estrellas blanco-verdosas, con una temperatura superficial entre 10.000 y 30.000 K. En ellas domina el helio neutro y aparece el hidrógeno.
• Clase A: Las estrellas de esta clase son blancas. Domina el hidrógeno y algunos metales ionizados. La temperatura superficial está entre 7.500 y 10.000 K.
• Clase F: Con una temperatura entre 6.000 y 7.500 K, estas estrellas son blancas y están compuestas por hidrógeno débil
• Clase G: En estas estrellas domina el calcio ionizado, hidrógeno muy débil y metales neutros. Son blancoamarillentas y su temperatura superficial está entre los 5.000 y los 6.000 K.
• Clase K: Estrellas donde dominan metales neutros. Su temperatura superficial es de unos 3.500 a 5.000 K y son anaranjadas.
• Clase M: Estrellas rojas con una temperatura superficial entre 3.000 y 3.500 K. Dominan bandas moleculares, sobre todo de óxido de titanio.

Dentro de una misma clase espectral, las estrellas pueden tener características físicas diferentes, es especial, su tamaño. Las principales clases de luminosidad, relacionadas con la intensidad luminosa intrínseca son:

• Clase Ia: Supergigantes muy luminosas.
• Clase Ib: Supergigantes menos luminosas.
• Clase II: Gigantes luminosas.
• Clase III: Gigantes normales.
• Clase IV: Sub-gigantes.
• Clase V: Enanas de la secuencia principal.
• Clase VI: Sub-enanas.
• Clase VII: Enanas blancas.

Como ejemplo, citaremos a nuestro Sol, que es una estrella de tipo G2V.

En el diagrama H-R se representa horizontalmente los espectros de las estrellas y verticalmente, su luminosidad. El 90% de las estrellas conocidas se sitúan en la secuencia principal que va de arriba a la izquierda hasta abajo a la derecha. Otras zonas importantes son la parte superior derecha, donde se sitúan las estrellas gigantes y supergigantes y la zona inferior izquierda, donde se sitúan las enanas blancas.

Analicemos las estrellas según su masa y su situación en el diagrama H-R.

3. Estrellas enanas marrones.

Su descripción conceptual data de los años 50, pero no se detectaron hasta 1995 en el cúmulo de Las Pléyades.

Las enanas marrones nacen del colapso de nubes moleculares y su masa inicial es inferior a 0'08 veces la solar. Inicialmente evolucionan como cualquier estrella, contrayéndose gravitatoriamente e invirtiendo la energía resultante en radiación. Pero debido a que la temperatura central no sube lo suficiente, estos objetos se enfrían en un intervalo de tiempo pequeño, apagándose finalmente.

La diferencia entre estos objetos subestelares y los planetas tipo Júpiter radica en su nacimiento. Mientras que las enanas marrones se forman por la fragmentación inicial de la nube interestelar, los planetas gigantes se forman por la masa del disco de acreción que rodea a las estrellas.

Se piensa que la temperatura superficial de estos objetos varía entre los 1.200K y los 2.500K. Su composición es de vapor de agua, óxidos, hidruros y polvo. Se han descubierto también sistemas binarios de enanas marrones.
En el diagrama H-R, estas estrellas se sitúan en la parte inferior.

...continuara en el siguiente número...