Cuando denominé a este breve artículo “Formación Estelar”, no quise referirme ni al camino a la fama de Marilyn Monroe ni al fabuloso equipo de Brasil del ‘70. Si bien el fútbol y el cine son grandes pasiones que viven chicaneándome, en este caso me refiero a otro tema.
Durante el siglo pasado, se logró dilucidar un interrogante que venía desvelando desde siglos, a astrónomos y aficionados: ¿Cómo hacen las estrellas para brillar tanto durante tanto tiempo? Finalmente, hoy tenemos la explicación de dicho proceso.
Por mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. ¿Quién no habrá escuchado a una madre o a una maestra explicar el fenómeno del Sol de esta manera?
Todo empezó en el siglo XIX, cuando Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad, contrayéndose gradualmente. La idea era interesante, pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad y en los años ‘20 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa.
Hoy en día se sabe que, básicamente, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, y la radiación nuclear, desde su formación, hasta su muerte.
Nacimiento, el embrión:
La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que ésta se da en las nubes moleculares gigantes. Una nube molecular es una región extensa en el interior de una galaxia en la que la densidad de materia es suficientemente alta, y la temperatura suficientemente baja, para que exista hidrógeno molecular. Actualmente son las estructuras galácticas conocidas de mayor tamaño, y debido a alguna clase de desencadenante, que puede ser una supernova cercana, un cruce de otra nube o incluso que ella misma sea suficientemente masiva y fría para colapsar por si misma, se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando. Estos fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares.

En esta foto, tomada por el vetusto telescopio espacial Hubble, se pueden notar claramente las regiones de creación de estrellas y planetas (lo que parecen ser deditos que salen de la nube).
El centro de la región se contraerá más rápido que el gas circundante, por tener el primero mayor densidad. Así, se diferenciará un núcleo más denso, llamado protoestrella. La teoría de la fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del año 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con mucha mayor precisión, la teoría de Jeans constituye una buena primera aproximación.
Jeans calculó que sólo hacía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría para contraerse por atracción gravitatoria, y una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontáneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa crítica, entonces se inestabilizará toda y colapsará en todo su volumen. Éste es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes más grandes, dando lugar a brotes intensos de formación estelar. Esta masa crítica de Jeans, es una función dependiente de la densidad y la temperatura y se representa como:

Protoestrella, el feto: La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más de prisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es denominada protoestrella. Lo que ocurre luego, es que se va agregando más y más masa, que hace que se comprima más todavía, subiendo la temperatura y presión de la esfera. Resumiendo varios procesos complejos que ocurren durante esta etapa, esto sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente, generando fuertes vientos estelares que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal, en la que transcurrirá la mayor parte de su vida.

Se considera ahora estrella, dado que tiene reacciones termonucleares de hidrógeno y está en su secuencia principal.
Si el cuerpo está por debajo de las 0,08 masas solares, el proceso se abortará antes de tiempo, por no tener la masa suficiente que permita llegar al calor necesario para encender al hidrógeno. El objeto detendrá su contracción y se enfriará en unos pocos millones de años para convertirse, finalmente, en una enana marrón.
Secuencia Principal: tras un nacimiento violento, las estrellas entran en una fase estable, caracterizada por la fusión del hidrógeno en helio. Esta "tranquila" etapa se denomina Secuencia Principal, y en ella pasa la estrella el 90% de su existencia. El Sol lleva aproximadamente unos 5000 millones de años en dicha etapa.
Vida y obra:
En 1905, un empleado de la oficina de patentes suizas, publicó investigaciones que postulaban la posibilidad de transformar materia en energía y viceversa. Gracias a esta teoría, ahora sabemos que cuando en el interior de una estrella, los átomos de hidrógeno se unen para formar átomos de helio, su núcleo, que tiene una masa inferior a la suma de las masas de los dos átomos de hidrógeno que lo construyeron, determina que la materia restante se ha transformado en energía.
Ésta es la manera en que el sistema se mantiene estable (nada se pierde, todo se transforma, dirían por ahí), y la cantidad de masa perdida es tan insignificante que casi no altera su volumen y por ende su gravedad, pero lo que no es para nada insignificante, es la cantidad de energía que se libera. Es así como funcionan, básicamente, todas las estrellas del universo (independientemente de su masa), y por esto se da la emisión de luz y energía durante miles de millones de años.
1) 11H + 11H ----> 12H + 10e
2) 12H + 11H ----> 23He
3) 23He + 11H ----> 24H + 10e
4) 4(11H ) ® 24He + 2(10e ) DE = - 6.0x108 kJ/g de reactivo.
Para aquéllos que gusten de la química termonuclear, aquí están las fórmulas básicas de transformación. Si no, se puede resumir diciendo que 4H se transforman en 2He más energía y neutrinos.
Para producirse estas reacciones nucleares en el interior de una estrella, son necesarias temperaturas extremas. En el Sol, por ejemplo, la temperatura calculada de su núcleo, se sitúa en torno a los 15.000.000 ºC, esto es suficiente para conseguir que los átomos de hidrógeno al chocar, no salgan rebotados debido a la repulsión natural (toda la materia real del universo tiene carga positiva), sino que se fusionen para avanzar hacia el siguiente elemento de la tabla periódica (helio).
Reacciones Termonucleares: una reacción termonuclear consiste en la fusión de varios núcleos de elementos ligeros para formar otros más pesados. Este tipo de reacciones, que necesitan de una temperatura de varios millones de grados, desprenden una ingente cantidad de energía y son la base de las bombas de hidrógeno, pero también la fuente de energía de las estrellas. En el interior del Sol, la fusión de hidrógeno en helio convierte, en un segundo, mas de cuatro millones de toneladas de materia en energía, de la cual, una ínfima cantidad es captada por la Tierra.
Este proceso libera energía (neutrinos y radiaciones), que son la fuente y semilla de la estrella. Más adelante, seguirá avanzando en la tabla periódica, dado que al consumirse todo el hidrógeno del núcleo, el helio, si sigue habiendo suficiente masa, se transformará ahora en carbono y oxígeno, calentando también el exterior del núcleo, logrando en una nueva capa la reacción del hidrógeno externo. Ocurrirá lo mismo con los siguientes elementos como el nitrógeno, hasta llegar al hierro.

Capas de combustión en una estrella agonizante, durante sus últimos momentos, antes del colapso final.
Las partículas eyectadas desde el núcleo, para salir hacia el exterior, chocan una y otra vez con millones de otras, perdiendo energía y temperatura, transcurriendo unos dos millones de años (en el caso del Sol), hasta llegar a la superficie. Allí, la temperatura que ha descendido drásticamente, hasta por ejemplo los 6.000 ºC, nuevamente en el caso de nuestra estrella, es expulsada al espacio en forma de radiación.

En este gráfico se puede ver el recorrido de una partícula que parte desde el núcleo hasta el exterior de la estrella.
Muerte, todo concluye al fin:
Una estrella puede morir en forma de:
- NP: Nebulosa planetaria
- SN: Supernova
- BRG: Brote de rayos gamma
y dejar un remanente estelar:
- EB: Enana blanca
- EN: Estrella de neutrones
- AN: Agujero negro
Pero esa... es otra historia.
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