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| Alfa Centauri, sistema estelar triple: el más cercano a la Tierra |
Terminamos con el
Sistema Solar, y quizá alguien se haya preguntado… ¿y el Sol? Lo dejamos atrás para incluirlo en esta nueva serie: las estrellas. Es
asombroso, visto desde nuestra perspectiva, que el considerar al Sol como una
estrella tardara siglos en imponerse como idea, y tardamos mucho más aún en
aceptar que no era una estrella especial, que no tiene nada distintivo ni es el centro del Universo. Pero dejemos su descripción para la
próxima entrada. La secuencia que seguiremos es igual a la del Sistema Solar:
partiendo desde lo más cercano, iremos describiendo estructuras cada vez
mayores: estrellas, la Vía Láctea, los supercúmulos, etcétera.
Comencemos
por lo básico: ¿qué es una estrella y cómo se forma? (antes que nada, aclaro
que vamos a prescindir de detalles excesivamente complicados en aspectos como
las reacciones nucleares). En el inicio de cada estrella encontramos una nube
de gas de hidrógeno molecular, esparcida en el espacio. Estas nubes son
sacudidas, de vez en vez, por explosiones de supernovas o colisiones entre
galaxias, lo cual desencadena un proceso imparable. A consecuencia de esto, la
nube se desestabiliza gravitatoriamente, y comienza el colapso: la gravedad
hace que empiece a contraerse, como si se desmoronara sobre sí misma
(recordemos que, en última instancia, no hay fuerza capaz de resistir a la
gravedad).
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| Nubes de gas en M16, región de nacimiento estelar |
Este proceso, haciendo que los átomos del interior de la nube
choquen entre sí , inicia la fusión nuclear del hidrógeno,
que se combina para formar helio. En el momento en que la fusión
genera la suficiente presión y temperatura podemos decir que “nace” la
estrella, entrando en lo que llamamos “secuencia principal”, que dura más o
menos el 90% de su existencia. Al inicio de su vida una estrella
similar al Sol contiene aproximadamente un 75% de hidrógeno y 23%
de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por
estrellas que murieron antes que ella. A partir de este momento, el astro
estará en un delicado equilibrio entre dos fuerzas: la nuclear, que trata de
hacer que la estrella se expanda, y la gravedad, que trata de aplastarla sobre
sí misma.
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera.
En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su
energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y finalmente, la
atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es
visible, siendo además la zona más fría de las estrellas (en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia). Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La corona supone una excepción a lo dicho ya que la
temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos.
Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y
está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les
confieren a esas partículas altas temperaturas.
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| R136a1, la estrella más grande conocida |
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en
el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen, dependiendo
tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Asimismo, el
núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de su
evolución. La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000
millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La
estrella observada más antigua, HE
1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la
edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.
En la próxima entrada veremos cómo se clasifican las
estrellas, una tarea que llevó muchos años de un trabajo ingrato y muchas veces
anónimo.
