El diario personal de las estrellas. Parte 1

Pacientes lectores, es inquietante para mí decirles que hace casi un embarazo de elefante que no tienen malas noticias. Hoy, lastimosamente, esa racha queda inválida: He vuelto, y como el que avisa no traiciona, en este post se hablará de astronomía pura y dura... Y por si fuera poco, planeo hacerlo por la puerta grande.

El día de hoy y también algunos más estudiaremos una de las razones por la cuál estudiar el universo tiene sentido: Las estrellas. De todas formas, y para evitar generalizaciones que limitan, en cierto sentido, los contenidos de este post; vamos a ahondar también, y muy especialmente, sobre los fenómenos más impresionantes que derivan directamente de la vida de las estrellas y que tenemos la oportunidad de observar: fusión de materiales, contracciones y expansiones estelares, nebulosas, supernovas, agujeros negros...Por cierto, y especialmente si eres un lector no añejo, es mi deber recordarte que comenzaremos muy desde atrás, aprendiendo sutilezas que luego nos facilitarán la comprensión. Este post será, por tanto, y como dice el título, una suerte de diaro personal de las estrellas

Pero antes que se me olvide, aclaremos las normas de convivencia:





De modo que ya estamos listos para comenzar con lo nuestro. Así que ya sabés: Paciencia. Naturalmente, la mejor forma de contar una historia es comenzando por el principio, así que eso es lo que haremos. Y eso significa que hablaremos de millones y millones de años. ¿Cómo lo haremos? No creo que haya mejor forma que la más lógica: Desde el comienzo.

Nace, crece, quema, explota:
Léase: Últimos y primeros instantes de una estrella

Comienza el asalto de preguntas. La primera de ellas, y una de las más importantes, es :¿Cómo 'nacen' las estrellas? La respuesta, tan simple que parece complicada (y en cierta forma lo es), es que surgen a partir de otras estrellas.

Bueno, en realidad no es todo tan poético, sino que es justamente lo contrario. La realidad es que las estrellas surgen a partir de otras estrellas "muertas". Como supongo que imaginarás, toda estrella "muerta" deja algún tipo de rastro en el universo, una especie de "cadáver estelar". Naturalmente ese cadáver no es el mismo para todas las estrellas, sino que varía mucho en función de las características de la estrella muerta de la que estemos hablando. Para resumirlo, las estrellas más pequeñas dejan tras de sí un minúsculo cuerpo que sigue brillando mucho tiempo; mientras que las estrellas más masivas suelen dejar una nube de partículas, gas y polvo caótico; una estructura muy interesante para quienes le encuentran la belleza: Se llaman nebulosas, y son la verdadera razón por la cual siguen surgiendo nuevas estrellas.




En mi opinión, estas nebulosas son objetos tan interesantes que parecen pedir a gritos un post propio: Son inimaginablemente grandes, tanto que, por ejemplo, la nebulosa que ves en la imagen (cuyo nombre es NGC604), tiene 1500 años-luz de diámetro. Teniendo en cuenta que la Vía Láctea tiene un diámetro medio de 100 000 años-luz, esto significa que hacen falta 67 galaxias como NGC604 para "llenar" nuestra galaxia. Impresionante, ¿verdad?

Pero ese no es el único número monstruoso que vas a ver. Algunas nebulosas pueden permanecer intactas por millones de años, un número que los aficionados a la geología o paleontología deben comprender muy bien. De todas formas, y en contra de todos los pronósticos, las nebulosas son muy "debiluchas": Es necesario un pequeño empujocinto para perturbar su estabilidad. El alcance de una onda de choque de, por ejemplo, una supernova es en muchos casos suficiente para perturbar su estabilidad. Me explico:

Las nebulosas son, básicamente, hidrógeno molecular. Algunas tienen otros componentes, pero en todos los casos éstos son demasiado escasos como para hacer una diferenciación radical. Todo este material está distribuido de una forma más o menos pareja, de tal forma que no se puede diferenciar una nebulosa "por sectores". En otras palabras, las nebulosas son estructuras homogéneas. Lo que sucede es que la homogeneidad no asegura la estabilidad: Todo el hidrógeno disperso no está "fijo", sino que puede modificar violentamente su posición por influencias externas. Si hubiera viento en el espacio, una suave brisa bastaría para desencadenar un proceso catastrófico: Amontonar partículas.




Dos partículas "amontonadas" por pura gravedad ejercen, en conjunto, más atracción gravitacional que cualquier partícula individual por sí sola. ¿Y qué significa eso exactamente? Que todas las partículas que están a su alrededor comenzarán a acercarse; lo que ocasionará que el conjunto de partículas sea cada vez mayor y por lo tanto ejerza más atracción gravitacional. Y esto, por supuesto, ocasionará que más y más partículas se acerquen hacia ese aglomerado, se amontonen y en conjunto ejerzan más atracción sobre todas las demás. Es bastante obvio como termina la cosa, pero todavía no conocés toda la historia: El cuerpo en cuestión no sólo crece en volumen, sino que también lo hace en temperatura

Como verás, que un cuerpo ejerza cada vez más atracción gravitacional no significa únicamente que pueda atraer a otros cuerpos menores más lejanos; sino que, de hecho, los atrae más rápido. Un cuerpo sometido a una fuerza sufre aceleración, lo que genera movimiento, lo que a su vez hace aumentar la temperatura. Me resulta impresionante que todo eso pueda ser causado por una simple brisa. Pero en fin, todavía hay más cosas que decir: El cuerpo en cuestión no sólo ejerce fuerza gravitacional para con las partículas de alrededor, sino que también "la ejerce para sí mismo". Me explico:



Aunque no lo creas, el cuerpo está constituido por partículas. Y esto significa que no es el cuerpo quien ejerce la fuerza "por sí sólo", sino que la atracción gravitacional de la que hablamos es igual a la suma de todas las pequeñísimas fuerzas ejercidas por esas partículas. En palabras más simples: Tanto la partícula A como la partícula B ejercen su "propia" de atracción. Y esto significa que no sólo atraen a cualquier partícula C que no pertenezca al cuerpo, sino que también se atraen entre sí. Y esto último puede significar sólo una cosa: El cuerpo se comprime. Y lo hace más duramente mientras más grande sea; es decir, mientras más grande es el cuerpo, más comprimido estará. Si dejamos la rigurosidad de lado, claro.

Es necesario destacar que esta fuerza gravitacional que "empuja" el cuerpo hacia dentro de sí mismo tiene que ser contrarrestada de alguna forma, pues sino pasarían cosas realmente muy extrañas. Esta "fuerza contrarrestante" no es más que la presión; y no voy a entrar en detalles, pero la presión (que debo recordarte que es más intensa a cada momento, pues la fuerza de gravedad que intenta contrarrestar también lo es) aumenta la temperatura del cuerpo en cuestión. En otras palabras: si el cuerpo consigue ser lo suficientemente grande, entonces se "encenderá" su interior.




En resumen, tenemos un cuerpo "contradictorio": Como en cada momento crece y se comprime, parecería muy tonto pensar que ese cuerpo "alguna vez sea algo". Pero al realidad es otra muy distinta: El cuerpo en sí crece más deprisa de lo que se comprime, por lo que también logra calentarse, como ya vimos. Todo esto ocurre en un abrir y cerrar de ojos de tan sólo 100 mil años; y es luego de ese tiempo cuando el cuerpo deja de ser una mera nube de gas para convertirse en una protoestrella.

Una protoestrella es, básicamente, una "larva" de estrella. Son muy difíciles de ver, porque no emiten su propia luz. ¿Cómo es posible saber a ciencia cierta si están ahí o no? Aunque suene irónico, la mayoría de las veces se las detecta únicamente por su falta de brillo. A veces, aunque no siempre (de hecho, pocas veces), es "muy fácil" encontrarlas por una razón:



¿Ves esas siluetas negras? Son regiones muy frías (alrededor de los 8 kelvin) del espacio, concretamente nebulosas oscuras. Son también bastante pequeñas, y generalmente se encuentran envueltas dentro de esa hipnótica atmósfera colorida, en este caso, de rojo. Estos son llamados glóbulos de Bok y están compuestos por elementos pesados (óxidos de carbono, nitrógeno, a veces helio, y muy pocas veces silicatos). Lo importante de los glóbulos de Bok generalmente hay protoestrellas en su interior, y en tales entornos (oscuros y fríos, como los abrazos de suegra) son muy fáciles de ver si se apela a los telescopios infrarrojos. Cabe descatar que no todas las protoestrellas nacen en glóbulos de Bok, tan solo unas pocas; y también que no todos los glóbulos de Bok son fuentes de formación de nuevas estrellas.

Pero no nos vayamos por las ramas, y volvamos a las protoestrellas en sí. Como supongo que habrás deducido, son estrellas en formación. Aunque no parezca, son necesarias muchas condiciones para que esa bola de partículas se convierta en estrella, y no en un producto fallido. Básicamente, la condición suficiente para que nazca una estrella es que fusione hidrógeno. Para ello es necesario que su núcleo tenga una altísima temperatura, y si prestaste atención, sabrás que esas altas temperaturas sólo las consigue un cuerpo masivo.




En resumen, podemos decir que la condición más importante que debe tener en cuenta una protoestrella para graduarse como "estrella verdadera" es la masa. A partir de esta variable, podemos clasificar tres tipos de protoestrellas: Las que tienen menos de 13 masas jovianas; las que tienen entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter; y por último, las que tiene más de 80 veces la masa del susodicho planeta. Cada tipo tiene sus propias particularidades:

- Si la protoestrella en cuestión tiene menos de 13 veces la masa de Júpiter, la temperatura de su núcleo nunca superará el millón de grados K, es decir, nunca podrá fusionar ni siquiera algún isótopo del hidrógeno, ni nada. Se convierte en un planeta gaseoso. Júpiter mismo es una "estrella fallida" de este tipo; al igual que cualquier otro planeta gaseoso que conozcamos.

- Si esta protoestrella tiene, en cambio, entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter, entonces la cosa se hace interesante, pero no tanto. Estas estrellas podrían fusionar deuterio (cosa que, vale aclarar, no es muy impresionante que digamos), pero no pueden fusionar hidrógeno (su principal componente y combustible). No me preguntes por qué. La verdad veo más "lógico" que se fusione primero el hidrógeno que el deuterio, pero eso no es de mi incumbencia. Este tipo de estrellas son las llamadas enanas marrones, que no tienen mucho que ver con las enanas blancas, pero son tan interesantes como éstas.

- Y por último, pero no por ello menos importante (en este caso, todo lo contrario), si esta protoestrella tiene más de 80 veces la masa de Júpiter, entonces ocurre lo más interesante: La masa de la protoestrella es tan grande que se comprime muchísimo, lo que hace que en su núcleo de hidrógeno se caliente barbaridades: 3 millones de K (grados, no kirchneristas), suficientes para fusionar hidrógeno, su principal componente. Es entonces cuando la protoestrella se enciende, y puede finalmente llamarse 'estrella'.




Pero claro, acá hay un problema. El listón "más de 80 veces la masa de Júpiter" es bastante impreciso, por lo que nos deja amplitud de posibilidades: Estrellas de 81 masas jovianas, de 250, de 100, de 1000... Más, incluso. Concordarás conmigo que esas estrellas son muy diferentes entre sí; y es por ello que vamos a hablar un poco de sus diferencias antes de adentrarnos en sus similitudes.

Temperatura, color, y otras yerbas:
Leáse: Sobre los tipos espectrales y otras diferencias

No hace falta ser un erudito en la materia para darse cuenta de las tremendas diferencias entre estrellas. Muchas de ellas incluso saltan a la vista: Hablamos del tamaño, el color, la influencia gravitatoria que ejercen o no hacia otras estrellas o planetas... Algunas otras no son tan fáciles de advertir: Su composición, su tiempo esperado de vida, la temperatura de su superficie... Hay tantas estrellas en el universo como hojas en el amazonas; y entre tantas posibilidades no nos asombramos cuando oímos curiosidades que expresan severas diferencias entre estrellas. Por ejemplo, ¿sabías que la temperatura de la superficie de una estrella puede variar entre 2 mil kelvin y 50 mil kelvin? Es más: ¿sabías que hay estrellas que tienen superficies aún más calientes?

Lo cierto es que las diferencias parecen hacernos pensar que cada estrella es única, pero un astrónomo no puede ponerse a estudiar las estrellas una por una. Es necesario una clasificación, o algún tipo de parámetro que permita estudiarlas en grandes cantidades sin temor a equivocarnos. Estoy seguro que no te sorprenderá saber que, efectivamente, existe una clasificación para las estrellas. Lo que sí creo que te sorprenderá es saber que la clasificación de estrellas más difundida y útil tiene en cuenta el color de las estrellas. Sí, color.




Como supongo que suspecharás, dentro de una estrella ocurren varios tipos de reacciones nucleares diversas. Pese a todo, hay una única que es la "principal", denominada cadena protón-protón. Por el momento, lo único que debés saber sobre tal reacción nuclear es que es a través de ella que las estrellas (principalmente de tamaño medio y pequeño, como nuestro Sol) fusionan hidrógeno y emiten fotones.

Una de las propiedades de la cadena protón-protón es que es altamente susceptible a la masa de la estrella en cuestión; es decir, una estrella enorme completará esta reacción mucho más rápido que una estrella pequeña. Esto, por supuesto, tiene sus consecuencias: Las estrellas más grandes, al emitir más fotones, brillan más. Y esto, acompañado con que su temperatura per se ya es elevada, hace que su color sea más bien azulado. Por supuesto, las estrellas más pequeñas son más bien rojas y apagadas, muy difíciles de ver. Estrellas como el Sol, por ejemplo, son más amarillentas, lo que significa que tienen una masa media. Tener un color u otro no es mejor ni peor, pero influye mucho en la vida media de las estrellas. Las estrellas rojas tienen una vida muy larga, tanto que es muy posible que las que hoy vemos con nuestros telescopios se hayan formado en los albores del universo. Por otra parte, Sirio A, la primer estrella que viste en el post, es azulada... y glotona. Consume hidrógeno muy rápidamente, lo que significa que no vivirá mucho tiempo...




Como ves, la cadena protón-protón nos permite relacionar muchos parámetros a la vez. Los más importantes son el color y la luminosidad (o brillo, pero si nos ponemos rigurosos no sería lo mismo); aunque no es muy difícil ver que variables como la masa o la temperatura están muy relacionadas. Aunque no lo parezca, este concepto no tiene en cuenta el tamaño de las estrellas; o al menos no de manera directa. Quizá te pueda sonar ilógico, incluso hasta tonto, pero dejame explicarte porqué: Si bien la mayoría de las estrellas rojas son pequeñitas, no todas lo son. ¿Alguna vez escuchaste hablar de las supergigantes rojas? Son estrellas realmente colosales, varias veces más grandes que muchas estrellas azules, que en teoría deberían ser bastante grandes.

Así que bien, ¿cuál es entonces ese criterio de clasificación de estrellas tan misterioso? Pese a tener un nombre peculiar:Tipos espectrales estelares. Como ya verás, tiene una nomenclatura especial que puede parecer confusa y complicada, pero tranquilo: no es chino avanzado. En realidad es mucho más fácil de lo que imaginás.




El sistema de clasificación es bastante simple, pues involucra únicamente tres caracteres para diferenciar a todas las estrellas entre sí (y hasta a veces ni siquiera eso). Estos caracteres son: En primer lugar, una letra del alfabeto latino ("el que se usa en casa", diríamos); en segundo lugar, un número del 0 al 9; y en tercer lugar, un número romano (¿Viste que servían para algo?) del I al VII.

En cuanto al primer caracter, las letras utilizadas son: O, B, A, F, G, K, M. Aunque no lo creas, te las dije en orden. Aparentemente hay una explicación concreta por la cual estas letras van apareciendo, pero esta involucra muchos conceptos que escapan del sentido que quiero darle al post, así que simplemente podemos considerar que las letras fueron se fueron eligiendo al azar a medida que iban descubriendo nuevos tipos de estrellas. Y por supuesto, no espero que recuerdes el orden: Ni yo mismo lo hago. De todas formas, siempre podés usar una pequeña ayuda para intentar recordarlas: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. Si no sos amante del inglés, una alternativa al español quizás te resulte más útil: Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier...

Cada una de estas letras nos indica de qué color es la estrella en cuestión. Si nos ponemos rigurosos, diferenciar a las estrellas por su color es algo tonto: ¿Cuándo una estrella deja de ser "roja" para ser "naranja"? La realidad es que tienen en cuenta la temperatura de su superficie, de la cual se deduce el color. Esta imagen te ayudará a entender más o menos la clasificación por colores, aunque debo recordarte que los tamaños de las estrellas no están a la escala ni mucho menos:



Como ves, las estrellas del tipo M son de color rojo oscuro. La temperatura de su superficie puede oscilar entre los 1700 y los 3200 K; con lo que emiten mayoritariamente fotones infrarrojos. Quizá te resulte anti-intuitivo, pero alrededor del 77% de las estrellas del universo son de este tipo. Por ejemplo, tanto Betelgeuse (un monstruo en sus últimos años de vida, a unos 645 años-luz de distancia) como Próxima Centarui (la estrella más cercana a la tierra luego del Sol, bastante pequeñita, a unos 4 años-luz) son estrellas del tipo M

Las estrellas del tipo K son más bien anaranjadas-amarillentas, y su superficie tiene una temperatura de entre los 3200 y los 4600 K. Son también bastante comunes en el universo, tanto que con las estrellas del tipo M reúnen casi el 89% del total de estrellas. Alfa Centauri B (una vecina de Próxima Centauri, casi tan pequeña como esta) y Arcturus (La tercer estrella más brillante del cielo, un "pequeño" monstruo a una distancia de 37 años-luz de la Tierra) son ejemplos de este tipo de estrellas

Por otra parte, las estrellas del tipo G son las más familiares para nosotros. Son de un amarillo incomparable; y la temperatura de su superficie está entre los 4600 y los 5700 K. Constituyen casi el 7% de las estrellas del universo, y curiosamente tenemos una a unos 150 millones de kilómetros de distancia, que es nuestro tan conocido Sol.

Las estrellas del tipo F son más bien blancas, aunque también parecen algo amarillas. La temperatura de su superficie está aproximadamente entre los 5700 y los 7100 K; y son muy escasas: Sólo el 3% de las estrellas son del tipo F. Quizá los máximos exponentes de este tipo son Polaris A (la estrella más brillante de la famosísima constelación de la Osa Menor) y Canopus (la segunda estrella más brillante del cielo, seguramente la viste alguna vez si sos chileno, argentino o uruguayo)




No hay muchas estrellas del tipo A, pues alrededor del 0,6% de las estrellas del universo lo son; pero paradójicamente son las primeras que el ser humano contempló en el firmamento. Su temperatura entre los 7100 y los 9600 K, y tienen un inconfundible brillo blanco. Sirio A, la primera estrella que viste en este post, es un ejemplo de este tipo de estrellas.

Las estrellas del tipo B son realmente muy escasas, y también muy monstruosas. Su tamaño es, en general, enorme, y es por eso que no hay muchas de estas estrellas. Tienen una temperatura bastante elevada, que ronda los 9600 y lo 26000 K y son blancas-azuladas, con un color metálico que hace dudar nuestra concepción típica sobre las estrellas. 0,13% de las estrellas del universo son de este tipo; aunque muy probablemente conozcas a Rigel A, la compañera de Betelgeuse en la constelación de Orión (aunque curiosamente son las dos estrellas más alejadas entre sí en la susodicha constelación). La constelación de Orión es muy conocida, casi tanto o incluso más que la Osa Mayor, aunque quizá no lo reconozcas. El llamado cinturón de Orión está compuesto básicamente por tres estrellas muy distintivas, que generalmente son llamadas "Las tres Marías" o "Los tres Reyes Magos" de acuerdo al país en que vivas.

Y por último, pero no por ello menos importante, se encuentras las estrellas del tipo O. Son endiabladamente escasas. En nuestra galaxia hay tan pocas de ellas que aparentemente podés contarlas con los dedos de la mano. Son estrellas muy calientes, con una temperatura mínima de 28 mil K, pudiendo ser tan alta como desees. Generalmente este tope está alrededor de lo 50 mil K, pero algunas pocas se atreven a ir más lejos. Atención a los ceros: Representan el 0,00003% de las estrellas del universo. Brillan con un hipnótico color azul-violáceo, pero aún así gran parte de su radiación es puramente ultravioleta.




Muchos números e información, pero parece que sólo marearon. ¿Qué te diría si hay aún más tipos espectrales? Debo recordarte que esta clasificación cumplió 100 años de edad hace no mucho más de una década, y durante todo el siglo XX han ido reformándolo poco a poco. Actualmente, algunas clasificaciones suelen agregar otros tipos espectrales. Dos de ellos se corresponden a estrellas más frías que las que vimos: Son los tipos L y T. Generalmente se dice que las estrellas tipo L son enanas marrones, y las T son protoestrellas, o estrellas T Tauri.

Por otra parte, existe otro tipo espectral que se corresponde con estrellas de más allá de los 70 mil K de temperatura: Son las pertenecientes al tipo W. Básicamente, difieren de las estrellas tipo O porque las primeras contienen mucho helio. Generalmente se trata de supergigantes que están al final de su vida.

Y por último hay otros dos tipos espectrales que se corresponden con "estrellas raras". Uno de ellos, el D, se usa para hablar de enanas blancas, aunque no tiene mucha repercusión. Por otra parte, el tipo C se corresponde con estrellas de carbono, realmente muy raras. Esta categoría se subdivide, a su vez, en otros tres tipos: R, N & S; pero no sabría comentar mucho sobre ellos.

Pero en fin, ¿qué hay del segundo caracter? Los números del 0 al 9 se utilizan para evitar ciertas confusiones. Imaginá que un astrónomo descubre una estrella del tipo M y comienza a hablarle a un compañero sobre su color: Es una estrella M. No es exactamente roja, pero un poco más que Próxima Centauri; y no tanto como Betelgeuse. Creo que los problemas que tendría su compañero serían más que evidentes:



Básicamente, el criterio del 0 al 9 se utiliza para disminuir en la forma que sea la "distancia" entre el color de un tipo espectral de estrella y el siguiente. Por ejemplo, Betelgeuse no es simplemente una estrella M: Es una estrella tipo M2. Próxima Centauri, en cambio, es una estrella M5. Como verás, a los astrónomos les gusta empezar de atrás para adelante: Se supone que una estrella G9 es amarilla pero demasiado anaranjada, mientras que una G0 es prácticamente una estrella del tipo F. ¿Cómo debería haber dicho el astrónomo de más arriba? Quizá algo como esto: Es una estrella M4, si mis cálculos son correctos.

No es tan complicado, ¿verdad? Bueno, no sé hasta que punto determinar qué número le corresponde a cada estrella según su color es sencillo. Mi intuición dice que debe ser más difícil de lo que parece. Pero, de todas formas, siempre podés contentarte con decir por ahí, siempre con aires de pedantería, que el Sol es una estrella del tipo G2. No respondas preguntas.

Así que ya entendés el significado de dos de tres caracteres de la nomenclatura especial, y no te costará mucho aprender el siguiente. Siendo el último, uno quizá tiende a pensar que es algo medianamente tonto, pero en este caso es justo lo contrario. Me resulta sorprendente que un sólo número romano nos pueda decir tantas cosas, y yo soy un hombre muy difícil de impresionar.




Pero dejemos el parloteo y vayamos a la acción. Como ya sabés, dentro del tercer caracter nos encontramos con que suelen utilizarse los números del I al VII. A decir verdad, los tipos más utilizados van desde el I al V, pero no cuesta absolutamente nada aprender el significado de los dos numeritos restantes. Como dije, esos números romanos dicen muchas cosas, y eso no es precisamente bueno: A través de ellos podemos identificar qué tanto brilla una estrella; pero a su vez nos permite conocer su tamaño y, aunque no lo creas, en qué etapa exacta de su vida se encuentra.

¿Y cómo se puede saber todo esto? Pues bien, no es tan difícil encontrar la relación con un ejemplo: Imaginá que querés calentar una taza de café con bombillas (No te creas que no hay nadie así de "tonto" ). Si decidís calentarlo con una única bombilla, entonces vas a demorar una eternidad en tener un café a la temperatura decente; pero la luz de la habitación no molestará tus ojos en absoluto. En cambio, si pretendés tenerlo caliente casi al instante, entonces necesitas muchas bombillas trabajando a la par; lo que ocasionaría irritación en tus ojos de intensidad directamente proporcional a la cantidad de bombillas.

Si bien es una analogía demasiado pobre y tonta, puede ilustrar bastante bien la cuestión: Si lo que buscamos en brillo, entonces necesitamos también tamaño. Fijate que una lamparita, por más potente que sea, nunca brillará tanto como miles de bombillas de la menor potencia imaginable. Pues bien, con las estrellas pasa lo mismo: Podemos suponer una estrella que brille con la intensidad de mil soles, pero si es tan pequeña como la tierra sólo puede dar lástima. Si nos ponemos rigurosos (o quisquillosos), esa estrella no existe: Para brillar tanto, tiene que tener mucha masa, pues es la única manera de quemar hidrógeno tan rápidamente como para brillas muy intensamente; lo que supone a su vez que sea muy grande... Pero en fin. Rigurosidad aparte, espero que hayas entendido la idea.




¿Y cómo explicamos la relación entre el brillo y la edad de la estrella? Por el momento, lo mejor será no adelantarnos a los hechos: No es que sea difícil, pero es necesario tener bien entendido lo siguiente para comprenderlo a pleno. Así que por eso, y por razones obvias, vamos a comenzar por el camino fácil, y luego vamos avanzando poco a poco. Vamos a explicar el significado del tercer caracter en función de cómo éste describe el brillo de la estrella, y lo haremos como a los astrónomos les gusta: Empezando al revés

Las estrellas tipo VII y VI son las menos brillantes del firmamento. Las estrellas del tipo VII son las menos luminosas, y también suelen ser extremadamente pequeñas; al punto de ser tan grande como un planeta rocoso (aunque sin ser una "estrella rocosa", claro). Las estrellas del tipo VI no son muchos más grandes, pero sí son más abundantes. De todas formas, pasan igual de inadvertidas que sus compañeras. Los astrónomos, como dije, no suelen utilizar mucho estas clasificaciones. No tanto por el brillo, sino por las particularidades de la mayoría de las estrellas del tipo VII y VI en sí: Son "estrellas moribundas". No tienen "tanto para dar" como una estrella como el Sol, y si vamos a hacer una comparación, más vale que sea justa.

Las estrellas del tipo V son las más comunes del universo. Son las "estrellas promedio" por excelencia, y como tal, nuestro Sol forma parte de esta categoría. ¿Y cuánto brilla el Sol? Ni mucho, ni poco. Así son las estrellas del tipo V. Hay una cosa muy mala al respecto, y es que a este tipo de estrellas se les suele llamar "enanas", lo que ocasiona muchas confusiones. Deberían llamarse "normales" o algo así, pero bueno. Estas estrellas son llamadas estrellas de la secuencia principal, aunque puede que por el momento no te diga mucho.




A partir de aquí, las cosas se vuelven más y más interesantes. Las estrellas del tipo IV suelen llamarse subgigantes, y quizá eso te diga mucho: No son imponentes, pero tienen su rango. Brillan mucho más que el Sol, pero son opacadas "fácilmente". No te dejes confundir por el nombre: No son de las estrellas más grandes ni están cerca de serlo. Los tipos de estrellas III, por ejemplo, son casi igual de comunes que éstas, y su brillo ya es cegador. Las últimas son llamadas ya gigantes, y el nombre ahora sí hace justicia. El Sol, nuestro Sol, algún día será una estrella gigante, y su brillo aumentará mucho, casi tanto como su tamaño...

Los tipos de estrellas II y I son rarísimos. Son las gigantes brillantes y las supergigantes. Su tamaño da miedo. Su brillo, hasta placer. Las estrellas del tipo II pueden brillar con la intensidad de 20 mil soles, 40 mil para las del otro tipo. Las supergigantes pueden ser tan grandes que si las ubicáramos en donde está nuestro Sol, su superficie estaría más o menos en la órbita de Saturno. Son casi 1500 millones de kilómetros, con lo que podríamos meter cerca de mil millones de soles dentro de una supergigante. No son normales, y por eso destacan fácilmente: Su brillo es tan típico que puede opacar el de muchos cuerpos casi tan brillantes como el suyo, aún cuando se encuentren mucho más cerca de nosotros.

Por cierto, también podemos hablar de otro tipo de estrellas. Unas más brillantes, pero no así más masivas. Son las hipergigantes; y difieren de las estrellas del tipo I porque éstas tienen muchísimo más masa; con lo que su brillo bien podría ser equiparable al del mismo infierno: 5 millones de soles más potente que, bueno, el Sol.




La pregunta calve que seguro nos asalta a cada uno de nosotros ahora mismo es: ¿Existen estrellas todavía más brillantes?. La respuesta es irrisoria: No sabemos. La verdad es que de astronomía estamos seguros más bien de poco. No obstante, vamos a hacer un par de aclaraciones: Si nos limitamos a la teoría, entonces la respuesta debería ser un certero no: No hay estrellas más luminosas. Como verás, existe algo que se denomina Límite de Eddington. Básicamente, el Límite de Eddington establece que una vez que una estrella alcance cierta masa específica, sus temperatura y luminosidad serán máximas; y que, por lo tanto, dadas las características del astro, se hace "imposible" que el cuerpo siga creciendo. Y digo "imposible" porque, en realidad, la estrella puede hacerse más masiva aún. Con esto último quiero decir que si el cuerpo "engorda" un poco más terminará por "desgarrarse", expulsando la masa excedente hacia el espacio y formando un anillo a su alrededor. Por lo tanto, no habría estrellas más luminosas más allá de cierto punto.

¡Mucho cuidado!: Exceder el límite de Eddington no concluye en una supernova. Simplemente se trata de una estrella que comió de más y terminó vomitando lo que su "estómago" no podía contener. Las supernovas son cosas mucho, mucho, muchísimo más catastróficas y ocurren por otras razones. Más adelante hablaremos de ellas en profundidad.

Ahora bien, ¿por qué digo que 'no sabemos'? Aparentemente, en los últimos años se han ido registrando casos de estrellas que parecerían exceder este límite. Esto, por cierto, no me extrañaría para nada, dado lo poco exacto que es el Límite de Eddington para ciertas cuestiones y lo troll que puede ser el universo para con quien intente estudiarlo. No obstante, hay muy poca información al respecto y es imposible extraer conclusiones al respecto. Digamos que somos conscientes de que el Límite de Eddington es lo mejor que tenemos... Por el momento




Volviendo al tema anterior, es importante que quede claro que todo lo que te acabo de explicar, pese a parecer una de las tantas formas en que los astrónomos parecen intentar confundirnos, es un sistema de clasificación, si bien incompleto, bastante eficiente. De hecho, este sistema hace más flexible el trato con algunas estrellas, dado que simplifica (sí, simplifica) mucho las cosas. No obstante, es lo suficientemente ambiguo como para arrojarnos otro par de dudas adicionales: ¿Es posible tener una estrella muy pequeña y muy caliente? ¿una enana azul? ¿y una gigante amarilla? ¿hay algunas combinaciones más probables que otras? A principios del siglo pasado, multitud de científicos se hicieron análogas preguntas... Y a que no adivinás qué pasó

Más sistemas de clasificación:
Leáse: Hertzsprung y Russell y su peculiar idea

Como te venía diciendo, los objetivos de la astronomía de los albores del siglo XX consistían, en su mayoría, en encontrar algún tipo de relación más directa entre los diferentes tipos de estrellas que se habían clasificado (y se continuarían clasificando) hasta aquél entonces; con el simple fin de entender la relación exacta entre los astros y sus características puntales. En ese contexto, dos astrónomos (Ejnar Hertzsprung, danés; y Henry Norris Russell, estadounidense) realizaron, uno en 1905 y el otro en 1913 (respectivamente) y de manera independiente, un par de "listas" en las que se relacionaban varias estrellas del universo con su color y luminosidad.

Podríamos decir ésto último en palabras más bonitas: Hace poco más de un siglo, se configuraron dos diagramas equivalentes (por no decir idénticos) en los que se mostraba la magnitud absoluta (es decir, la luminosidad) de una estrella en función de su color. Hertzsprung y Russell habían creado lo que hoy conocemos, por supuesto, como diagrama de Hertzsprung-Russell, un novedoso sistema de clasificación estelar basado en datos empíricos (es decir, observaciones) que resultó ser de todo excepto aburrido. Dale una primer ojeada:



A pesar de que a simple vista no parezca significar gran cosa, la realidad es todo lo contrario: Además de suplir las necesidades elementales de la astronomía del momento, el diagrama de Hertzsprung-Russell ayuda a comprender cómo es la vida de un estrella promedio. Es decir, el susodicho diagrama se convierte en un referente directo y principal herramienta cuando se habla de evolución estelar. Y si eso no te parece lo suficientemente importante, dejame recordarte que la vida media de una estrella es de diez mil millones de años y la astronomía sólo las ha estudiado, en el mejor de los casos, desde hace dos milenios. Dos milenios, en órdenes de una estrella, son ocho minutos en órdenes de la vida de un humano. Imaginate saber cómo será el desarrollo total de un humano sólo con observarlo durante ocho minutos.

Puede que muy hábilmente te preguntes: "¿Pero cómo puede un diagrama que relaciona el color de una estrella con su luminosidad tener tanta relación con la vida de las estrellas?". La respuesta es más simple de lo que parece: El color y la luminosidad dependen, en última instancia, de la masa y del volumen de la estrella, respectivamente. Y sabemos muy bien, al igual que los científicos de la época, que tanto la masa como el volumen de una estrella irán cambiando con el tiempo, a medida que diversas reacciones ocurran en el interior de la estrella. Si podemos analizar y comprender esas reacciones y su aparición, entonces podemos entender su consecuencia: La variación de la masa y del volumen de la estrella (en primer lugar), y de su color y luminosidad (en segundo lugar).




Por otra parte, y si prestaste atención al diagrama aparecido más arriba, seguramente habrás llegado a la misma conclusión que los científicos: Prácticamente todas las estrellas están concentradas en un par de regiones del diagrama. También supongo que te habrás dado cuenta de que la sección más llamativa de todo ese aglomerado es una línea más bien difusa y sinuosa que recorre el diagrama desde la esquina superior izquierda hasta la esquina inferior derecha. Esa franja diagonal, de hecho, es la más importante dentro del diagrama, y es comúnmente conocida como la secuencia principal

La secuencia principal no es otra cosa más que el período de la vida más extenso de una estrella. En una analogía con la vida del ser humano, es la fracción de tiempo que abarcaría desde el principio de la adolescencia hasta el fin de la adultez. En la secuencia principal, los astros se ubican en una determinada zona de acuerdo a su masa, y se mantienen quemando su hidrógeno durante muchísimo tiempo (que tranquilamente puede abarcar el 90% de su vida) y apenas variando en tamaño y en otras características para nosotros menos importantes.

Nuevamente, ¡mucho cuidado! Esto último no significa que el 90% de la vida de las estrellas sea monótona y aburrida, sino que su desarrollo será estable. Y por estable me refiero a que no tendrá altibajos, reacciones raras o violentas o cosas por el estilo. De hecho, las estrellas que se encuentran en la secuencia principal tienen un grave problema: Todo el hidrógeno que fusionan se convierte en helio, que es cuatro veces más denso que el hidrógeno. Y esto significa que debe hacer más esfuerzo por fusionar el hidrógeno restante: Debe aumentar su temperatura. ¿Cómo? Muy simple: Contrayéndose más. Esto acarrea un pequeño problema: la estrella fusionará su material más rápido. Y supongo que, aunque no tengas conocimientos sobre reacciones nucleares, esto te debe sonar tan catastrófico como realmente es.




De hecho, nuestro Sol pertenece a la secuencia principal, y aunque no es tan joven, va a pasar alrededor de 5 mil millones de años más en ese período, tantos años como los que tiene. Esto lo convierte en un ejemplo ideal para lo que estamos tratando de entender: El Sol lleva tanto tiempo quemando hidrógeno que ahora lo quema un 40% más rápido que cuando comenzó a hacerlo. Puede que hagas una pregunta muy avispada: "¿Esto significa que el Sol está más caliente que antes?" Sí, sí lo está. Y también tiene mayor temperatura

Ya que estamos hablando del Sol, se me hace pertinente dar un par de datos pedantes (además de todos los que ya acoté, claro): El Sol, como ya sabés, es una estrella tipo G2. Y ya que está dentro de la secuencia principal, su clasificación correcta sería G2 V. Ya tenés más datos para sonar inteligente delante de tus amigos.

Pero bien, mejor no nos vayamos por las ramas. Supongo que, descontando ciertas excepciones y datos menores, entenderás fácilmente que hay muy poco de qué hablar sobre la secuencia principal. Concretamente, lo más importante de esta etapa es cuando está acabando. El tiempo que le lleva a una estrella finalizar su estadía en la secuencia principal depende única y exclusivamente de su masa, como ya bien sabés. En este sentido, hay algunas estrellas más "jóvenes" que el Sol, pero que ya han salido de la secuencia principal, y otras que nacieron junto al universo y todavía están allí, por lo menos hasta... Bueno, no sabemos muy bien hasta cuándo. Pero lo importante es que sabemos que, en algún momento, todas las estrellas dejarán la secuencia principal

¿Y qué significa eso último? Pues, varias cosas. Lo más importante es que una vez que la estrella ha consumido casi todo el hidrógeno del núcleo, la mayor parte de su vida ya pasó: lo que le queda puede ser apocalíptico o pacífico, pero será corto. De hecho, hay muchos posibles finales para los diversos tipos de estrellas y, por supuesto, los analizaremos más adelante.

Concretamente, a medida que una estrella como el Sol se vuelve más longeva se irá acercando más y más al grupo de las subgigantes y gigantes: Se hará cada vez más grande y monstruosa, su consumo de hidrógeno será voraz y brillará como nunca. Dependiendo mucho de su masa, puede seguir creciendo. Si es muy masiva, eventualmente se acercará al grupo de gigantes brillantes e hipergigantes, pero espero que ya haya quedado claro que esto es demasiado (y lo digo con pesar) infrecuente.




Puede que todavía tengas más preguntas que hacer: "¿Y qué pasa con el pequeño grupo encontrado en la esquina inferior izquierda?" Pues bien, ese grupo está constituido en su totalidad por las llamadas enanas blancas. Si decimos que el grupo de las subgigantes, gigantes y demás son las estrellas "moribundas", las enanas blancas serían los "cadáveres" de las estrellas. Mejor dicho, son los "cadáveres" de algunas estrellas. Hago esta aclaración porque hay algunos astros más bien mediáticos que prefieren, y nunca mejor dicho, un final propio de estrellas.

Por cierto, enanas de otros colores no pueden encontrarse en esta zona. Sé que esto suena más a segregación racial más que a otra cosa, pero bueno. Por extraño que parezca, el grupo de enanas blancas es exclusivo, y se limita únicamente a estrellas que ya han abandonado la secuencia principal hace mucho tiempo. Puede que te preguntes: "¿Y qué pasa con las otras 'enanas'?" Pues bien, sucede que las otras enanas (como, por ejemplo, una enana roja) no son cadáveres, sino estrellas de tamaño muy pequeño. Siendo así, están en la secuencia principal, al igual que nuestro Sol, y les queda un largo, larguísimo porvenir.




Siendo así, pacientes lectores, mi post concluye en este momento. Esta fue la primera parte de lo que, espero, serán una sucesión de cuatro posts; todos abocados a la vida de las estrellas. Me despido de ustedes con un ¡Hasta la próxima! (que prometo que no será dentro de diez meses, aunque sea lo mejor para todos) y una invitación a las comunidades más científicas de todo Taringa! aquí, aquí, aquí, aquí, aquí, aquí, aquí y aquí también

Nota: Fuente que no puede ser agregada por algún motivo aquí