Hay 250.000 millones de estrellas en la galaxia. La mitad de las estrellas de la Vía Láctea pertenecen a sistemas de dos o mas estrellas. El porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja. Como las estrellas de masa baja son el 85% de las estrellas de la galaxia, esto dibuja un escenario global en el que sobre el 56% de las estrellas (42,5% + 13,5%) son sistemas binarias, o incluso de más cuerpos en excepcionales ocasiones.
Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida útil, porque las estrellas masivas tienen una mayor presión sobre sus núcleos, haciendo que quemen el hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas duran un promedio de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar decenas a cientos de miles de millones de años. Las estrellas masivas mueren explotando, las de baja masa, consumiendose.
La mayoría de las estrellas tienen entre 1.000 millones y 10.000 millones de años de antigüedad. Algunas estrellas pueden incluso estar cerca de los 13.800 millones de años, aproximadamente la edad del universo. La estrella más antigua aún descubierta, HD 140283, apodada Matusalén, (a 190 años luz de la Tierra, en la constelación de Libra) tiene una edad estimada de 13.400 millones de años.
Es necesario considerar que cada estrella genera un viento estelar de partículas que causa un flujo continuo de gas hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la masa perdida es insignificante.
El Sol pierde 10−14 masas solares cada año, o alrededor de 0.01% de su masa durante toda su vida.
Sin embargo, las estrellas muy masivas pueden perder 10-7 a 10-5 masas solares cada año, afectando significativamente su evolución. Las estrellas que comienzan con más de 50 masas orbitales pueden perder más de la mitad de su masa mientras están en la secuencia principal.
En terminos básicos, todas las estrellas tienen algunas caracteristicas en común, como;
- Rotación diferencial (no giran como un cuerpo sólido, si no que su plasma tiene diferentes rotaciones)
- Millones o más de polos magnéticos, fruto de no ser un cuerpo firme. Estos polos magnético crean "rizos" magneticos, responsables de los característicos arcos de plasma, y proyecciones de plasma cuando la tensión magnética es excesiva y no solo crea un arco, si no que lo rompe y lanza al espacio disparado.
- Nucleos ultradensos del que incluso a los fotones (luz) les cuesta cientos de miles de años salir
- Capas diferenciadas, cada una con diferentes procesos físicos, composición, y temperatura, siendo su corona exterior mas ardiente que otras capas
- Zonas "frias", manchas solares, que causan alteraciones electromagnéticas por su diferencia de temperatura, y expulsan radiación electromagnética.
Para estudiar la vida alrededor de una estrella, se habla según su tamaño/temperatura de diferentes distancias a ella, apareciendo la zona fria, caliente, y en medio la ecoesfera, la zona ideal para el desarrollo de vida. Las planetas clase M, las raras veces que aparecen, aparecen en la ecoesfera.
Lo normal es que no sean orbitadas por planetas, pero cuando lo son, los planetas mas frecuentes serán por orden las clases D, B, Q y H en la zona caliente, y en la zona fria D, C, Q, J, H, e I. Es en cierto punto caprichoso que aparezcan planetas en la ecoesfera, e incluso cuando lo hacen, no suelen ser clase M.
Viajando para ver estrellas
A nivel galáctico, las estrellas se agrupan en concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar (la mayoría de las estrellas se forman en grupos).
En la Vía Láctea se distinguen dos tipos: los cúmulos globulares (que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles, a millones de estrellas) y los cúmulos abiertos (de formación reciente y que tienden a disiparse, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas) aunque existen excepciones a este patrón.
También hay estrellas en el espacio intergaláctico, fruto de colisiones de galaxias que han lanzado estas estrellas, pero principalmente se ubican dentro de las galaxias con zonas de mayor o menor brotes.
Tipos de estrellas
Hay dos formas principales de clasificar una estrella, por tipo de luminosidad, o el tipo espectral (color-temperatura, factores que van parejos). Tras la clasificación espectral de una estrella, se indica un número de 1 a 0 (diez), para reflejar su temperatura. Así podemos tener estrellas B0, o G2 (como nuestro sol).
En la clasificación espectral, las enanas blancas van en su propia categoría, la D, con subcategorías propias DA, DB, DC, DO, DZ y DQ tras las cuales también se indica su temperatura.
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| Tipo espectral |
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| Tipo lumínico |
Tomando el tipo espectral, y el lumínico simultáneamente, se puede definir el tamaño (no necesariamente masa) a la vez que su tipo de combustión (color) y el calor que genera.
P.ej una estrella G5III es una estrella gigante amarilla no muy caliente para su tamaño.
De aquí se obtiene la clasificación de enanas amarillas, naranjas, rojas, y azules, gigantes amarillas, naranjas, rojas, y azules y supergigantes amarillas, naranjas, rojas y azules.
Esto está en relación con los elementos que la estrella fusiona en su nucleo; hidrógeno, helio, carbono, oxígeno...
De forma simplista, podemos decir;
- B y W-O (azules) son extremadamente infrecuentes. Aunque abundantes en los brazos espirales, son prácticamente anécdotas en la galáxia. Por su calor, no poseen la característica amalgama de polos magnéticos ni manchas solares.
- A y F (blancas) son el 1%
- G (amarillas, como el sol) el 4%
- K (naranjas) el 10%
- M (rojas), el 70%, las mas frecuentes
- R, N y S (enanas marrones) el 5%. Son estrellas frustradas en realidad, gigantes gaseosos que no alcanzaron la masa crítica.
- D (enanas blancas) un 10%.
No se incluyen aquí las las estrellas de neutrones, fruto de colapsos de las mayores estrellas (con corteza de hierro, de mas masa que el sol en solo decenas de Km).
Las estrellas varían en tamaño yendo de las estrellas de neutrones (que varían de 15 a 40 km de diámetro dando cientos de vueltas por segundo), hasta las supergigantes rojas que tienen diámetros de hasta 1.700 veces el Sol
150 masas solares (no necesariamente igual a tamaño, según la densidad de la estrella) es el límite de masa para las estrellas en la era actual del universo, aunque la fusión de estrellas puede generar estrellas mayores de 150 masas solares. (Las estrellas formadas después del Big Bang tuvieron un límite de 300 masas solares).
La vida de las estrellas
Como los procesos de fusión de una estrella son conocidos y dependen de los elementos que fusionan (les da su temperatura y color, su tipo espectrográfico) y según su gravedad (masa) estas fusiones van a orientar su desarrollo de una forma u otra (creciendo, o colapsando), es de aquí de donde podemos vaticinar el futuro de las estrellas.
Las nebulosas se colapsan, y nace la estrella, (compuestas por un 71% de hidrógeno y un 27% de helio). La estrella pasará sobre el 90% de su vida en su secuencia principal (fusionando hidrógeno en helio en su núcleo, por su alta presión). En este punto es una estrella enana. Irá aumentando su brillo y calor progresivamente durante su secuencia principal.
Una estrella está siempre en lucha contra la gravedad. La densidad de su núcleo quiere hacerla menguar, compactarla, mientras que la fusión que se produce en ella, libera una energía que hace que su tamaño se expanda hacia el exterior (mayor tamaño). Estas fuerzas principalmente se equilibran durante el periodo llamado secuencia principal.
El tiempo que una estrella gasta en la secuencia principal depende principalmente de la cantidad de combustible que tiene y de la velocidad a la que lo fusiona. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápidamente y son de corta vida. Las estrellas de baja masa consumen su combustible muy lentamente.
La secuencia secundaria se inicia cuando no puede fusionar mas hidrógeno en su núcleo (se agota el combustible de la estrella, o no puede consumir mas) y la gravedad consigue que el nucleo de la estrella se comprima. Suele ser el 10% final de su vida antes de morir, y según la masa de la estrella, pueden suceder diferentes desenlaces.
Estrellas de menos de 0,25 masas solares, llamadas enanas rojas, son capaces de fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de alrededor de 1 masa solar solo pueden fundir alrededor del 10% de su masa. La combinación de su lento consumo de combustible y su suministro relativamente grande de combustible utilizable permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (1012) de años. Una estrella de 0,08 masas solares duraría alrededor de 12 billones de años.
Las enanas rojas se vuelven más calientes y luminosas cuando acumulan helio. Cuando finalmente se quedan sin hidrógeno, se contraen progresivamente en una enana blanca de helio, y disminuye su temperatura. Sin embargo, dado que la vida útil de estas estrellas es mayor que la edad actual del universo (13.800 millones de años), no se espera que estrellas menores se hayan convertido en enanas blancas.
Estrellas de masa baja, con una masa entre 0,5 y 7 masas solares (dependiendo de la composición). Al quedarse sin hidrogeno, su núcleo mengua y se comprime por efecto de la gravedad. Esta compresión del núcleo genera nueva energía que permite fusionar el helio, lo que causa que el volumen de la estrella vuelva a crecer. Se convierten en gigantes rojas.
Incluso así, finalmente volverá a quedarse sin helio que fusionar, desprendiéndose de sus capas como nebulosas (una nube galáctica de gases y polvo, visibles por la radiación ultravioleta del nucleo candente, que previsiblemente acabará por formar otras estrellas o planetas, mas probable cuanto mas pesados respecto al helio sean los elementos que libere). Su nucleo se enfria, y como una estrella menos masiva, también se convierte una vez ha liberado una nebulosa en enana blanca, pero en este caso de carbono-oxígeno.
Estrellas masivas de más de 7 masas solares, agotan rápidamente el hidrógeno de su núcleo y pasan a fundir helio, luego carbón y oxígeno, luego neón y magnesio, luego silicio, luego azufre, y luego hierro.
Con cada nuevo tipo de fusión, la estrella crece, estableciendo internamente anillos concéntricos de estos elementos en la estrella a medida que crece hasta convertirse en una supergigante.
Cuando llega a darse la fusión del hierro, esta reacción es endotermica (consume mas energía de la que libera), no sirve ya para sustentar la pugna de la estrella contra la gravedad, por lo que la supergigante explota en una supernova de clase 2.
Además de la supernova, la estrella puede generar un agujero negro si la masa de la estrella era suficiente (40 masas solares en adelante), o una estrella de neutrones (un púlsar).
Una estrella tan masiva, también podría apagarse hasta convertirse en una enana blanca de oxígeno, neón y magnesio, si la estrella fuese de mas de 7 u 8 masas solares, pero no se diesen las condiciones para explotar como supernova.
Una explosión mayor que una supernova de clase 2 es una supernova de clase 1A, mas infrecuente y que suele relacionarse con una enana blanca en un sistema binario que roba masa a su compañera hasta explotar liberando una nebulosa (lo que sucede 2 veces al siglo o así en la Vía Láctea).
Una supernova 1A, crea una onda expansiva entre 5.000 a 20.000 km/s, (del 1,5% al 6% de la velocidad de la luz). La energía liberada en la explosión también genera un aumento extremo en la luminosidad (5 billones de veces más brillante que el sol).
Púlsares
Una estrella de neutrones, es el residuo que deja una supergigante de gran masa tras detonar como supernova. Su núcleo de hierro es fotodisociado, ya que la gravedad para comprimirlo fusiona los electrones con los protones, resultando por tanto neutrones, que en menor medida también se rechazan entre sí, no pudiendo la gravedad compactarlos más, resultando de esta manera una estrella formada por neutrones.
Las estrellas de neutrones (10 a 20 Km) poseen un intenso campo magnético que emite pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con su rotación (el púlsar). Las estrellas de neutrones pueden rotar a decenas de miles de Km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. La fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo la
gravedad (por su alta masa) es capaz de evitar que se despedace. Los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella, emitiendo chorros de radiación (púlsares) en el rango de radio, electromagnético, rayos X o rayos gamma.
Todos somos polvo de estrellas
Las supernovas juegan un papel crítico alimentando el universo.
En la formación del universo, solo existía hidrógeno, helio y litio en menor cantidad.
Los elementos mas pesados que el helio, hasta el hierro, han sido creados en las estrellas.
Un átomo de helio fusiona con otros dos, y forma carbono, que puede fusionar con otro átomo de helio y crear uno de oxígeno, que fusiona con otro de helio y crea uno de neón, etc, hasta llegar al hierro. Estos elementos son liberados al universo mediante supernovas, siendo reciclados a través del ciclo nebulosa-estrella-nebulosa para crear toda la materia exitente, desde planetas, a seres vivos.
Los elementos mas pesados que el hierro (que no se crean en estrellas), se crean mediante colisiones entre estrellas de neutrones, u otros procesos, como la reacción provocada por la captura rápida de neutrones (sucede en supernovas), la captura lenta de neutrones (sucede en la vida de las estrellas), o por efecto de los rayos cósmicos, (rompen núcleos, formando átomos de baja masa, como el litio).
Estos elementos forman, a través de ciclos de estrella-nebulosa-uso-reciclaje-estrella, toda la materia existente, planetas, seres vivos...
