Pedro Gómez-Esteban González - La vida privada de las estrellas

En este libro vamos a escudriñar los secretos mejor guardados de estos objetos astronómicos, como siempre, siguiendo la filosofía de «Antes simplista que incomprensible». De modo que, si eres astrofísico, cierra los ojos o rechina los dientes, como prefieras, ante las simplificaciones dolorosas que vas a leer.

Seguiremos la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte, hablando sobre los diversos caminos que puede seguir y las cosas que pueden ocurrirle durante su existencia.

Pedro Gómez-Esteban González

ePub r1.0

nadie4ever 27.06.14

Título original: La vida privada de las estrellas

Pedro Gómez-Esteban González, 2013

Ilustraciones: Wikipedia

Diseño de cubierta: nadie4ever

Editor digital: nadie4ever

ePub base r1.1

PEDRO GÓMEZ-ESTEBAN GONZÁLEZ (Sevilla, España, 1975). Es profesor de secundaria en un instituto de secundaria Nuestra Señora Santa María de Madrid, donde ha pasado casi toda su vida. Estudió Física en la Complutense de Madrid (1992-1997) y escribe el blog www.eltamiz.com junto a su esposa Geli Grick.

Hay estrellas naciendo en una miríada de lugares del Universo ahora mismo, mientras lees este artículo. Todas ellas se forman en el interior de nubes de hidrógeno molecular: zonas del Universo donde la densidad de átomos de hidrógeno es suficientemente grande como para que se asocien en gran número formando moléculas de H2; en algunos lugares tienen átomos de otros elementos, restos de estrellas muertas, como veremos más adelante. Algunas de ellas son pequeñas, otras son gigantescas, con la masa de diez millones de Soles:

NGC604, una nube gaseosa en la que se están formando estrellas, en la galaxia espiral M33, a unos 2,7 millones de años-luz de nosotros. La nube tiene unos 1.500 años-luz de tamaño.

Estas nubes de gas y polvo pueden permanecer de esa forma durante muchísimo tiempo, pero tarde o temprano suele haber algo que las vuelve inestables. Puede ser simplemente la casualidad que haga que la densidad en una zona de la nube sea mayor que en otras, puede ser la colisión con otra nube, o el recibir la onda de choque de una supernova… cualquier cosa que haga que, en una parte de la nube, haya una cantidad considerable de moléculas que estén más cerca unas de otras que en las demás.

En ese momento, la gravedad acerca a las moléculas alrededor del punto de mayor densidad. Por supuesto, esto hace que la atracción gravitatoria sobre otras moléculas de hidrógeno cercanas aumente, atrayéndolas hacia el centro. Poco a poco la nube, de ser más o menos homogénea, se va dividiendo en zonas mucho más densas separadas de regiones menos densas o casi vacías.

Los llamados «Pilares de la creación» en la Nebulosa del Águila, en una imagen del Hubble.

Pero, además, cuando las moléculas son atraídas hacia las zonas más densas, aceleran: según la región de la nube de gas se contrae, las partículas se acercan unas a otras y se mueven cada vez más rápido, es decir, la temperatura aumenta. La energía potencial gravitatoria se convierte en energía cinética de las moléculas —energía térmica. Por supuesto, aún es una temperatura muy baja comparada, por ejemplo, con la de la Tierra, pero aumenta continuamente.

Llega un momento en el que, dentro de la nube, hay pequeñas esferas de gas muy caliente, llamadas protoestrellas, que van haciéndose cada vez más pequeñas y más calientes según la gravedad va acercando a las moléculas de hidrógeno unas a otras. Este proceso es, dentro de la vida de una estrella, extraordinariamente rápido —en un abrir y cerrar de ojos de sólo 100.000 años, la bola de gas se habrá comprimido hasta el tamaño de una estrella.

Es difícil ver estas protoestrellas, porque aún no emiten luz visible y, además, suelen estar escondidas dentro de las enormes nubes de gas y polvo. De hecho, a veces es posible verlas no porque brillen sino por todo lo contrario: cuando tienen una gran cantidad de elementos más pesados que el hidrógeno (como silicatos, óxidos de carbono y helio) pueden verse como siluetas contra un fondo brillante. En ese caso, se llaman glóbulos de Bok, observados por primera vez por el astrónomo Bart Bok en los años 40:

Glóbulos de Bok en IC2944.

Una vez que la protoestrella se va comprimiendo, pueden pasar tres cosas:

Si la masa de la protoestrella no es muy grande (menos de unas 13 veces la masa de Júpiter), cuando las moléculas del gas se han acercado todo lo posible la temperatura es menor que la necesaria para que se produzca la fusión de ningún isótopo del hidrógeno (menos de 1.000.000 K). En ese caso lo que se tiene no es una estrella, sino simplemente un gigante de gas: nunca llega a brillar con luz visible —la superficie está a menos de 1.000 K. Esto no quiere decir que la «estrella fallida» no emita radiación: sí la emite, pero al no disponer de una reacción nuclear que mantenga la temperatura, el objeto subestelar se enfría muy rápido según radia energía infrarroja.

Estas estrellas fallidas siguen enfriándose poco a poco y probablemente serán algunos de los objetos más viejos del Universo algún día, ya que no «mueren» como una estrella que se llega a formar. Aunque no se han formado igual, incluso nuestros grandes gigantes gaseosos, Júpiter, Saturno y Neptuno, emiten más radiación de la que reciben del Sol.

Sin embargo, si la nube gaseosa que se contrae es más grande (entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter), dispone de más energía potencial gravitatoria para calentarse. Según las moléculas se aprietan unas contra otras puede calentarse hasta un punto crítico: el millón de grados. A esa temperatura de 1.000.000 K se inicia la fusión del deuterio y la protoestrella «se enciende» nuclearmente: se convierte en una enana marrón. Por cierto, la distinción entre las enanas marrones y los grandes gigantes gaseosos no está demasiado clara, pero el hecho de que produzca (o haya producido alguna vez) la fusión del deuterio no es un mal criterio para distinguirlas de los gigantes de gas.

Pero estas enanas marrones no brillan mucho: aunque en el centro tengan un millón de grados, su superficie está a menos de 2.000 K, de modo que son de un color rojo profundo y emiten casi toda la radiación en el infrarrojo. Además, piensa que lo único que una enana marrón puede fusionar es deuterio (hidrógeno-2): no puede iniciar la fusión de protones (hidrógeno-1) porque para eso hacen falta unos 3.000.000 K, y la pequeña enana marrón nunca podrá alcanzar esa temperatura. De modo que, en unos cuantos millones de años, se le acaba el deuterio, pues no hay mucho comparado con hidrógeno-1…y a partir de entonces su brillo va disminuyendo. La enana marrón, al igual que los gigantes gaseosos anteriores, va convirtiéndose en un objeto más y más frío según radia energía, pero ahí siguen durante un tiempo enorme —nunca se encienden «de verdad», de modo que nunca mueren.