"Por eso ser sincero es ser potente; de desnuda que está brilla la estrella" (Rubén Darío).
En la cultura popular se equipara estrella con perfección. Si alguien destaca sobremanera en alguna actividad o espectáculo, le denominamos estrella.
Al principio de su vida, una estrella como nuestro Sol tiene en torno a un 75% de hidrógeno y 23% de helio y un 2% restante de elementos más pesados. Esto es así en relación a la masa. Si nos atenemos al volumen, la relación es de 90% hidrógeno y 10% helio.
Con precisión y de manera técnica, afirmaremos que una estrella es un cúmulo de materia en estado de plasma (gas formado por partículas cargadas libres y cuya dinámica presenta efectos colectivos dominados por las interacciones electromagnéticas de largo alcance entre las mismas).
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutritos, y viento estelar.
Las estrellas de masa inferior se llaman enanas marrones, y son incapaces de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo.
En su juventud, se produce quema del deuterio dado su baja temperatura de fusión. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece con rapidez; dicha reacción no puede sostener el colapso.
Las enanas marrones, son como estrellas "fallidas", pues contienen los mismos materiales de una estrella como el Sol, pero muy poca masa para brillar y son muy parecidas a los planetas gaseosos.
CICLO DE VIDA
Mientras las interacciones se producen en el núcleo de las estrellas, sostienen la hidrostasis del cuerpo, y éste mantiene su apariencia iridiscente según la teoría de las órbitas cuantificadas.
Cuando la estrella no produce fusiones del material, podemos afirmar que finaliza el proceso de colapso. A partir de aquí, la fusión de material entrará en un proceso degenerativo produciéndose enanas blancas (una estrella de masa menor a 9-10 masas solares con su combustible nuclear agotado).
El 97% de las estrellas conocidas, se convertirán en enanas blancas, incluído nuestro Sol. Las enanas blancas junto con las enanas rojas son las más abundantes del universo.
Tanto en las enanas blancas como en las supernovas, las estructuras atómicas usuales han sido destruídas por la acción muy intensa de la gravedad.
FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS
Las estrellas se forman en la regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas por supernovas o colisiones galácticas.
El proceso se acelera una vez que las nubes de hidrógeno molecular empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la intensa atracción gravitatoria. Así aumenta su densidad de manera progresiva y el proceso es más rápido en el centro que en la periferia.
Cuando se ha estabilizado la fusión del hidrógeno, la estrella está en una fase llamada secuencia principal (90% de su vida).
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja, pero en los últimos años de su vida pierden masa de una manera mucho más intensa, terminando con una masa final muy inferior a la inicial.
La materia expulsada incluye elementos pesados producidos por la estrella que más adelante terminarán formando nuevas estrellas o planetas.
AGRUPACIONES Y DISTRIBUCIÓN ESTELAR
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores.
Se pueden agrupar en concentraciones que van desde una decena hasta centenares, miles e incluso millones, llegando a formar cúmulos estelares.
ESTRELLAS AISLADAS
La mayoría, al igual que el Sol, van solitarias y se separan mucho de la agrupación estelar de la que se formaron, y obedecen al campo de gravedad total que se constituye por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia.
Aunque las estrellas están separadas por enormes distancias, desde nuestra perspectiva sus posiciones parece que son fijas en el firmamento.
ESTRUCTURA DE LAS ESTRELLAS
Una estrella se suele dividir en núcleo, manto y atmósfera.
Dentro del núcleo se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte (convección o radiación) se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva.
La atmósfera de la estrella es la parte más superficial, y de hecho la única visible. Es la zona más fría de la estrella. El núcleo puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1.000 y 10.000 millones de años.
GENERACIÓN DE ENERGÍA
Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920, que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares.
Hans Bethe en 1938 descubrió el primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaz de mantener la estructura interna de una estrella.
Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión, tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuáles dependen de su masa y composición. Normalmente inician su combustión nuclear con un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos.
COMPOSICIÓN QUÍMICA
Al principio de su vida, una estrella como nuestro Sol tiene en torno a un 75% de hidrógeno y 23% de helio y un 2% restante de elementos más pesados. Esto es así en relación a la masa. Si nos atenemos al volumen, la relación es de 90% hidrógeno y 10% helio.A lo largo del ciclo de una estrella, aumenta su contenido en elementos más pesados en detrimento del hidrógeno. De todas formas las estrellas queman solamente el 10% de su masa inicial.
CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS
En 2006, la UAI (Unión Astronómica Internacional) clasificó las estrellas de acuerdo con cuatro criterios gravitacionales:
- Por centro gravitacional estelar.
- Clasificación de estrellas sistémicas por su posición.
- Por agrupación graviatcional.
- Por sistema planetario.
Damos aquí por finalizada esta entrada y os dejamos con un vídeo de vida y muerte de una estrella.
