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Cómo se construyen estrellas como el Sol

Por Fernando Ávila Castro* y Rolando Ísita Tornell**
sábado, 13 de octubre de 2018 · 15:20

En el número del domingo 19 de agosto les compartí el reporte de la detección de una estrella parecida al Sol (HuBi1), que en sus estertores produjo una nebulosa planetaria presentando extrañamente elementos que debían estar más cercanos a ella, más lejanos, y viceversa; probablemente porque en su último aliento hubo una “resurrección”, lanzó un último hálito de energía que cambió de sitio a los elementos.

Poco después, Fernando Ávila Castro, astrónomo del Instituto de Astronomía UNAM-Ensenada, importante impulsor y vigilante del cumplimiento de la Ley del Cielo emitida por el cabildo de Ensenada, me comentó que echó de menos en el artículo cómo evolucionan las estrellas, cómo surgen, se desarrollan y mueren; cómo van generando energía por la fusión nuclear, primero de hidrógeno que se convierte en helio, y van creando, además, elementos químicos más pesados que en su colapso desparraman por el espacio; cómo la transición de hidrógeno a helio marca el paso a una gigante roja, como sucederá con el Sol; y como se manifiesta en ellas una lucha permanente entre la fuerza de gravedad y la energía que producen, fenómeno que explica su forma esférica.

“No eches de menos eso, Fernando”, le dije, y le propuse que lo compartiéramos con los lectores de Palabra en una siguiente entrega.

Fuerzas encontradas las hacen esferas

Decir “la vida de una estrella” es una manera comprensible de describir su proceso de formación, evolución y colapso, no obstante que ellas fabrican los elementos químicos necesarios para la creación de seres vivos. Esa “vida” podemos verla como una batalla constante entre 2 fuerzas buscando un balance. La fuerza de gravedad, por un lado, que ejerce su efecto hacía el interior de la estrella, presionando el núcleo y elevando su temperatura. Por otro lado, y en sentido contrario a la gravedad, está la fuerza de la energía que produce; el núcleo responde al incremento de temperatura y presión impulsados por la gravedad, iniciando una reacción nuclear que generará cantidades increíbles de energía que buscará salir. Este delicado balance entre las 2 fuerzas encontradas es conocido como equilibrio hidrostático, es el que les da forma esférica a las estrellas. Asimismo, las reacciones nucleares generarán nuevos elementos químicos.

El parto de una estrella

Instantes después de que se iniciara el Universo no existían estrellas, sólo un atiborramiento de hidrógeno, el elemento químico más abundante del Universo seguido en menor medida por el helio. El astrónomo mexicano, Manuel Peimbert, realizó los primeros cálculos de abundancia de ese helio “primordial”, el que no ha sido formado por las estrellas, y que ayudaron a consolidar la teoría más aceptada sobre el origen del Universo, el Big Bang. Es por ello por lo que en el espacio encontramos grandes nubes de gas hidrógeno, nubes incubadoras de nuevas estrellas, una estrella estará compuesta inicialmente por hidrógeno.

La formación de una nueva estrella es un proceso similar al que vemos en las caricaturas donde una bola de nieve bajando por la ladera de una montaña va juntando más nieve y haciéndose más grande. Dentro de la nube de gas habrá una pequeña región que tenga una alta concentración de átomos de hidrógeno, lo que dará lugar a concentrar más fuerza de gravedad que sus alrededores, atrayendo aún más gas hacia sí, incrementando la fuerza de gravedad local. Esta región tendrá cada vez más masa y será cada vez más densa, al tiempo que eleva su temperatura por la mayor presión que ejerce la gravedad.

Este proceso continuará hasta que los átomos de hidrógeno empiecen a chocar entre sí cada vez con mayor violencia, hasta el punto en que los hidrógenos se fusionarán convirtiéndose en átomos de helio, además de liberar tremendas cantidades de energía por la reacción nuclear que se llevó a cabo. Una vez que tenemos fusión nuclear en el interior de esta nube de gas, es masa de gas concentrado “se enciende”, podemos decir que ha nacido una estrella.

La fusión es una reacción nuclear distinta a la de una bomba atómica, fisión, donde lo que sucede es que los átomos de parten por el golpazo de neutrones creando nuevos elementos menos pesados que el original y una liberación bestial de energía. En la fusión los átomos se funden.

Dependiendo de la cantidad de materia que tenga una estrella inicialmente, masa, su evolución tendrá diferentes resultados. Si su masa inicial es muy abundante, más grandes serán la presión y la temperatura en su interior. La evolución de una estrella supermasiva la dejaremos para otra ocasión, y esta vez nos enfocaremos en un caso más cercano: la vida de una estrella como nuestro Sol.

¿Cómo se construye un Sol?

El Sol es una estrella relativamente pequeña que se encuentra aproximadamente a la mitad de su vida, con más o menos 4 mil 600 millones de años. Durante este tiempo ha ido transformando hidrógeno y helio, la fusión del hidrógeno es todavía su fuente de energía. Pero esto cambiará, ya que el helio formado se va concentrando cada vez más en el núcleo. Llegará un punto en que el hidrógeno se agotará como combustible en el núcleo, la generación de energía se detendrá momentáneamente y la fuerza de gravedad ganará colapsando un poco a la estrella e incrementando su temperatura.

Con el aumento de temperatura, el poco hidrógeno remanente en el exterior del núcleo se encenderá convirtiendo al Sol en una estrella gigante roja, expandiéndose más allá de la órbita de Marte. En esta etapa tendremos entonces las condiciones para iniciar la fusión de los átomos de helio en elementos químicos más pesados, como el carbono y el oxígeno, los cuales se irán acumulando en el núcleo.

El ocaso del Sol

Sin embargo, una estrella pequeña como el Sol no tiene la masa suficiente para fusionar más elementos que los que mencionamos. La fusión del helio genera mucha energía y no tenemos suficiente gravedad, poco a poco se irá perdiendo la capa exterior de la estrella formando una gran nube de gas llamada nebulosa planetaria que además del hidrógeno contendrá porcentajes importantes de carbono y oxígeno. La parte interna de la estrella quedará ahora expuesta, y es lo que conocemos como una estrella enana blanca. Cuando ya no haya fusión nuclear ni calor por colapso gravitacional, la enana blanca se enfriará y sólo quedará una enana negra. Y así, terminará la vida de nuestro Sol.
 

*Instituto de Astronomía UNAM campus Ensenada

** Comunicación de la Ciencia UNAM-Ensenada

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