A pesar de su lejanía, los astrónomos pudieron desentrañar sus características principales y comparando distintas estrellas, han podido darse cuenta de indicios ciertos de la evolución de las mismas.
Nuestro Sol también es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año.
En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000, la mitad en el hemisferio norte celeste y la otra mitad en el sur. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo en cada hemisferio. A las demás las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A su vez, la Vía Láctea es sólo una más de entre los varios cientos de millones de galaxias visibles mediante los potentes telescopios modernos.
Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos para expresar la distancia, esta estrella triple está a unos 4,29 años luz. Es decir, la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.
Características físicas
El Sol es una estrella típica, con una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera saturada de gases calientes y por encima de ellas una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento solar (estelar). Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes; su existencia en algunas grandes estrellas próximas se ha deducido mediante interferometría. La estructura interna del Sol y de otras estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.
Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como ‘enanas blancas’ pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.
El nacimiento de las estrellas
Como ya dijimos, el componente principal de las estrellas es el hidrógeno, que al fusionarse con el helio es capaz de darle vida al astro durante mucho tiempo. Sin embargo, una estrella gigante puede vivir mucho menos que una pequeña; esto sucede por la relación entre la cantidad de combustible y la velocidad con que lo consume. Una estrella de gran masa tiene una fuerte luminosidad, gastando muy rápido su combustible; por el contrario, una estrella pequeña tiene menos luminosidad, por lo que gastará mucho menos.
Las estrellas se forman básicamente por contracción de nubes interestelares.
El polvo y los gases se juntan formando una nube que lentamente se irá calentando hasta que la temperatura sea tan alta que desencadene las reacciones nucleares que transforman hidrógeno en helio; en este momento la contracción se detiene y nace una nueva estrella, rodeada por un disco aplanado que se forma a partir de los restos de nube inicial.
Cuando ya se ha formado la estrella, y se encuentra en su edad adulta, se convierte en un cuerpo estable capaz de mantenerse invariable durante muchos millones de años. Dentro del núcleo el hidrógeno va convirtiéndose en helio, produciendo una gran energía que calienta el interior de la estrella, escapándose por la superficie de esta en forma de luz y calor. Cuando el hidrógeno se agota, quiere decir que deja de producir energía y la estrella deja la adultez para pasar a ser una estrella vieja.
La muerte de las estrellas
Las estrellas pasan gran parte de su vejez como gigantes rojas. Su núcleo está compuesto por helio muy comprimido, lo que hace que la temperatura sea muy alta. Cuando alcanza unos cien millones de grados, los núcleos de helio reaccionan entre sí, dando origen a elementos como carbono, nitrógeno y oxígeno. La energía que producen estas reacciones logra detener momentáneamente la contracción del núcleo, y la envoltura está tan dilatada que termina perdiendo sus capas exteriores, expulsando una burbuja de gas hidrógeno, que recibe el nombre de nebulosa planetaria, en cuyo centro aparece una estrella blanco-azulada, que en realidad es el antiguo núcleo de la gigante roja. Este, que al estar comprimido posee una gran energía, recibe el nombre de estrella enana blanca, compuesta básicamente por helio, carbono u oxígeno. Las enanas blancas no vuelven a evolucionar y terminan siendo enanas oscuras, con carencia absoluta de brillo.
Evolución de las estrellas
Las estrellas vienen a la vida, viven sobre un período muy largo del tiempo – y finalmente mueren.
Una estrella se forma cuando la gravedad logra concentrar en una región suficiente masa (a la temperatura adecuada) para comenzar la fusión nuclear.
Una estrella pasa la mayor parte de la vida consumiendo hidrógeno para producir helio mediante la fusión nuclear.
Cuando el material fusionable se agota la estrella pierde la presión interna producida por la fusión nuclear y puede colapsar inmediatamente terminando en una enana blanca.
Clases de luminosidad
El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.
La clases de luminosidad están relacionadas con la intensidad luminosa intrínseca de la estrella. Dentro de una misma clase espectral, las propiedades de las estrellas pueden diferir, particularmente en su tamaño. Por ejemplo, dos estrellas con igual temperatura superficial emiten la misma energía, con la diferencia que, la de mayor tamaño, emitirá un total de energía superior.
Las clases luminosas son:
1. Supergigantes
2. Gigantes luminosas
3. Gigantes
4. Subgigantes
5. Enanas de la secuencia principal
6. Subenanas
7. Enanas blancas
Las estrellas gigantes
Las estrellas acaban su edad adulta cuando el hidrógeno se agota y deja de producir energía. A causa de esto, el núcleo estelar no es capaz de sostener el peso del resto de la estrella y empieza a contraerse, lo que trae como consecuencia un aumento en la temperatura del núcleo. La energía producida fuera del núcleo hace que las capas exteriores se dilaten y se enfríen. La estrella se hincha y toma un color rojizo, convirtiéndose en una estrella gigante roja.
Las estrellas gigantes rojas son unas cien veces más grandes que el Sol.
Supernovas
Algunas estrellas gigantes rojas no terminan su vida en forma pacífica, sino como grandes destellos. Esto sucede cuando su núcleo está tan comprimido y caliente, que logran importantes reacciones nucleares, agotándose el helio y dando paso a elementos mucho más pesados, que pueden terminar dejando al núcleo formado por hierro. Cuando ya no se puede obtener más energía a partir de este elemento, el centro de la estrella se desploma sobre sí mismo y la estrella estalla en una gran explosión, lo que se conoce como supernova.
