Estrellas y nebulosas

La mayor parte de los objetos que pueden verse en el cielo nocturno son estrellas, unos pocos centenares son visibles a simple vista. Una estrella es una bola caliente principalmente compuesta por hidrógeno gaseoso. El Sol es un ejemplo de una estrella típica y común. La gravedad impide que el gas se evapore en el espacio y la presión, debida a la alta temperatura de la estrella, y la densidad impiden que la bola encoja. En el corazón de la estrella, la temperatura y la densidad son lo suficientemente altas para sustentar a las reacciones de fusión nuclear, y la energía, producida por estas reacciones, hace su camino a la superficie y la irradia al espacio en forma de calor y luz. Cuando se agota el combustible de las reacciones de fusión, la estructura de la estrella cambia. El proceso de producir elementos, cada vez más pesados, a partir de los más livianos y de ajustar la estructura interna para balancear gravedad y presión, es llamado evolución estelar.

Observar una estrella a través del telescopio permite conocer muchas de sus importantes propiedades. El color de una estrella es un indicador de su temperatura y ésta, a su vez, depende de una combinación entre la masa de la estrella y su fase evolutiva. Usualmente, las observaciones también permiten encontrar la luminosidad de la estrella o la tasa con la cual ella irradia energía, en forma de calor y luz.

Todas las estrellas visibles a simple vista forman parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea. La Vía Láctea es un sistema compuesto por unos cien mil millones de estrellas, junto con una considerable cantidad de material interestelar. La galaxia tiene forma de un disco chato sumergido en un halo débil y esférico. La gravedad impide que las estrellas se escapen y, sus movimientos, hacen que el sistema no colapse. La Vía Láctea no posee un límite definido, la distribución de las estrellas decrece gradualmente con distancias crecientes del centro. El SDSS detecta estrellas más de un millón de veces más débiles que las que podemos ver a simple vista, lo suficientemente lejos para ver la estructura de la Vía Láctea.

Colores y luminosidades de las estrellas: el diagrama H-R

Los astrónomos, a menudo, hacen gráficas en las que representan la luminosidad de las estrellas en función de su color.  La primera de esas gráficas fue realizada a comienzos del siglo XX, cuando los astrónomos tomaban espectros de miles de estrellas y, entonces, los ponían en una secuencia basada en el aspecto de varias características distintas. A las clases de estrellas les daban, por nombre, diferentes letras. En orden de temperatura decreciente, ellas son OBAFGKMLT. Las estrellas más calientes son de la clase O mientras que las más frías son de la clase T. Dos  astrónomos, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, comenzaron independientemente a percibir qué podía ocurrir si se comparaban las luminosidades estelares con sus clasificaciones espectrales (o, alternativamente, con sus temperaturas). Ellos supieron, así, que algunas estrellas eran más calientes y más luminosas que el Sol, y que otras eran más frías y menos luminosas. Hertzsprung y Russell encontraron que el 90% de las estrellas ocupan una banda estrecha llamada  “secuencia principal”. Hoy, a ese tipo de gráfica la llamamos diagrama de Hertzsprung-Russell (o HR).

Los astrónomos, a su vez, dividen cada letra en diez categorías de 0 a 9, con 0 siendo las estrellas más calientes de la clase espectral y 9, las más frías. Así, una estrella B1 es más caliente que una estrella B2, y una B9 es más caliente que una A0. Nuestro Sol está en el extremo “caliente” de la clase G, con una temperatura superficial de 5770° K que se dice, por lo tanto, que es una estrella de clase G2.

Las clases espectrales brindan un modo conveniente para hacer referencia a la mayoría de los tipos de estrellas, desde O0, la más caliente a más de 25.000° K, hasta T9, la fría estrella fallida a 1000° K. Cada clase espectral está asociada a un color específico: todas las estrellas de tipo G, como el Sol, son amarillas; todas las de tipo M se ven rojas; y todas las B son azuladas. Entonces, el sistema de letras y números nos permite saber en qué punto del eje horizontal (color o temperatura) del diagrama HR está la estrella.
Dos sistemas alternativos nos pueden decir dónde, aproximadamente, puede estar la estrella en el eje vertical  (luminosidad).  Un sistema usa magnitudes absolutas, una medida de la luminosidad derivada de la magnitud aparente, o el brillo de la estrella vista desde la Tierra. El otro sistema usa números romanos, con el menor número (I) para las estrellas más luminosas (supergigantes) y el mayor número(V) para las menos luminosas (secuencia principal).

La tabla abajo muestra la clasificación completa de las clases espectrales y la luminosidad. La imagen abajo muestra el diagrama HR para un centenar de estrellas típicas. El eje, en la parte inferior, muestra la clase espectral; el de la parte superior muestra las temperaturas en grados Kelvin. El eje a la izquierda representa la luminosidad en función de la luminosidad del Sol (un “10” significa que la estrella es diez veces más luminosa que el Sol); el eje a la derecha muestra la magnitud absoluta.

Temperatura/
Clase espectral
Clases de luminosidad
Nombre Temp (°K) Clase Tipo de estrella
O >25000 I Supergigantes
B 11000-25000 II Gigantes luminosas
A 7500-11000 III Gigantes
F 6000-7500 IV Subgigantes
G 5000-6000 V Secuencia principal,  enanas
K 3500-5000 VI Subenanas
M 2200-3500 VII Enanas blancas
L 1600-2200
T <1600 Gráfica esquemática del diagrama HR.

Evolución estelar

Las estrellas no son objetos estáticos. A medida que la estrella consume combustible en sus reacciones nucleares, su estructura y composición varían, afectando su color y su luminosidad. Entonces, el diagrama HR no sólo muestra los colores y luminosidades de muchas estrellas, sino que muestra a las estrellas en diferentes estados de su historia evolutiva.

Todas las estrellas de la secuencia principal poseen interiores lo suficientemente calientes para fusionar cuatro átomos de hidrógeno en un átomo de helio, y este átomo de helio es 0,7% más liviano que lo que eran los cuatro átomos de hidrógeno. La masa perdida se convierte en energía, y esta energía se libera proveyendo a la luminosidad de la estrella. A lo largo de miles de millones de años, el helio residual se acumula en el núcleo de la estrella. Cuando se ha acumulado suficiente helio, éste puede también generar reacciones nucleares. En estas reacciones, tres átomos de helio se convierten en un átomo de carbono. El encendido de las reacciones nucleares del helio puede ocurrir sólo cuando el interior de la estrella alcanza una mayor temperatura, y esta altísima temperatura hace que la superficie exterior de la estrella se expanda a un mayor tamaño del que tenía cuando permanecía en la secuencia principal. Así como el núcleo de la estrella es más caliente, la superficie es ahora más fría, haciendo que la estrella se vuelva más roja. Así, con el tiempo, la estrella se vuelve gigante roja, apartándose de la secuencia principal, en el centro del diagrama HR y ocupando el área de las gigantes rojas en el extremo superior derecho.

La evolución a partir de la secuencia principal hacia gigante roja ocurre en diferentes tiempos para las diferentes estrellas. Las estrellas que son más pesadas y calientes, como las de tipo O, se transforman en gigantes rojas en sólo 10 millones de años. A estrellas más frías y livianas, como nuestro Sol, les toma 10 mil millones de años transformarse en gigantes rojas. Este hecho realmente provee una forma de ver cuán viejo es un grupo de estrellas, ¡sólo es necesario hacer un diagrama HR para sus estrellas y ver cuál de ellas ha evolucionado de la secuencia principal!

Eventualmente, todo el helio del núcleo de la estrella es utilizado. En este punto, lo que ocurrirá después depende de la masa de la estrella. Las más pesadas, entre seis y ocho veces más masivas que nuestro Sol, tienen suficiente presión en sus núcleos para comenzar la fusión del carbono. Una vez que se acaba el carbono, explotan como supernovas, dejando tras de sí a estrellas de neutrones o agujeros negros. Las estrellas menos masivas simplemente se apagan, derramando sus capas externas en bellas nebulosas planetarias, y dejando el núcleo como una enana blanca caliente. Las enanas blancas permanecen en la esquina inferior izquierda del diagrama HR, un verdadero cementerio cósmico para las estrellas difuntas.

Diagrama HR mostrando la trayectoria evolutiva de una estrella similar al Sol.

Nebulosas

Originalmente, la palabra “nebulosa” se refería a casi cualquier objeto astronómico extenso  (diferentes de los planetas y los cometas). La palabra “nebulosa” deriva de su aspecto difuso, como las nubes. Antes que los astrónomos supieran que las galaxias eran conjuntos distantes de estrellas, a las galaxias se las llamaba también nebulosas debido a su apariencia difusa. Hoy, reservamos la palabra nebulosa para objetos extensos que consisten, fundamentalmente, de gas y polvo.

Las nebulosas existen en diversas formas y tamaños y se forman de diferentes modos. En algunas nebulosas, las estrellas se forman a partir de grandes nubes de gas y polvo. Una vez que algunas estrellas se forman dentro de la nube, su luz pasa a iluminar la nube, haciéndola visible. Estas regiones de formación de estrellas son lugares de las nebulosas de emisión y reflexión, como la famosa Nebulosa de Orión que se muestra en la imagen de la derecha.

Las nebulosas de emisión son nubes de gas a alta temperatura. Los átomos, en la nube, son energizados por la luz ultravioleta de una estrella cercana y emiten radiación cuando vuelven a su estado de menor energía (las luces de neón brillan prácticamente del mismo modo). Las nebulosas de emisión son comúnmente rojas, debido a que el hidrógeno, que es el gas más común en el universo, en general emite luz roja. Las nebulosas de reflexión son nubes de polvo que simplemente reflejan la luz de una o de varias estrellas cercanas. Las nebulosas de reflexión son usualmente azules ya que la luz azul se dispersa más fácilmente. Las nebulosas de emisión y de reflexión son vistas, a menudo, juntas y, así, se las reconoce como nebulosas difusas. En algunas nebulosas, las regiones de formación de estrellas son muy densas y gruesas, tanto que la luz no puede atravesarlas. Lógicamente, a ellas se las llama nebulosas oscuras.

Otro tipo de nebulosas son las llamadas nebulosas planetarias, resultantes de la muerte de una estrella. Cuando una estrella ha quemado tanto material, que no puede ya sostener sus propias reacciones de fusión, la gravedad de la estrella causa su colapso. Cuando la estrella colapsa, su interior se calienta. El calentamiento del interior produce un viento estelar que permanece por unos pocos miles de años y que sopla las capas exteriores de la estrella. Cuando esas capas se han soplado, el núcleo remanente calienta los gases, que están ahora lejos de la estrella, y los hace brillar. La “nebulosa planetaria” resultante (llamada así debido a que su aspecto se parece al de los planetas gigantes gaseosos vistos a través del telescopio) son envolturas de gas brillante que rodean a un pequeño núcleo. Los astrónomos estiman que nuestra galaxia contiene alrededor de 10.000 nebulosas planetarias. Las nebulosas planetarias son una parte común en el ciclo de vida normal de una estrella pero ellas viven poco, sólo alrededor de 25.000 años.

La vida de una estrella, cuya masa es mayor a 1,4 veces la masa del Sol, termina más violentamente y deja de atrás un diferente tipo de nebulosa llamada remanente de supernova. Cuando una estrella tal se queda sin combustible y colapsa, una enorme onda de choque atraviesa la estrella a gran velocidad, soplando varias capas y dejando atrás un núcleo llamado estrella de neutrones y una envoltura de materia en expansión conocida como remanente de supernova. La onda de choque de una supernova es mucho más violenta que el viento estelar que marca el fin de una estrella de poca masa. Cerca del núcleo del remanente, los electrones emiten la radiación llamada “radiación de sincrotrón” ya que recorren trayectorias en espiral hacia la estrella de neutrones a velocidades próximas a la de la luz. La porción ultravioleta de esta radiación puede desnudar electrones o “ionizar” los filamentos externos de la nebulosa, haciéndola brillar. Adicionalmente, la materia expulsada barre el gas y el polvo de los alrededores, a medida que se expande, produciendo una onda de choque que excita y ioniza el gas en la nebulosa remanente de supernova, la cual es poco densa pero extremadamente caliente (¡hasta 1.000.000° K!). El más famoso remanente de supernova es la Nebulosa del Cangrejo, en Taurus (M1), que se ve en la imagen más arriba. La luz del núcleo interior proviene de la radiación de sincrotrón mientras que el colorido brillo de las regiones externas proviene de las emisiones de diversos gases, incluyendo al color rojo del hidrógeno.

Enanas marrones

Espectros de dos enanas marrones (estrellas de clase T) descubiertas
por el SDSS, comparadas con la primera descubierta,
Gliese 229B. La absorción debida al metano
(CH4) es evidente.

Algunas estrellas fracasan antes de que comience su ciclo evolutivo: A estas estrellas fallidas se las llama enanas marrones. Las enanas marrones son bolas de gas no lo suficientemente pesadas como para que se puedan encender, en su núcleo, las reacciones de fusión y, así, su liberación de energía sólo proviene de la gravedad. Si bien su existencia había sido pronosticada por la teoría, hace largo tiempo, como ellas son frías, oscuras y difíciles de ver, la primera de ellas se descubrió hace sólo cinco años. Las enanas marrones de menor masa son, realmente, muy similares a Júpiter, mostrando absorción debida a metano en sus espectros. Las últimas dos letras en el sistema de clasificación de las estrellas por temperatura, L y T, han sido adicionados recientemente para incluir a las enanas marrones. El SDSS, en combinación con estudios de seguimiento en el infrarrojo cercano, han encontrado muchas enanas marrones pues éste cubre una gran área del cielo, puede ver objetos muy débiles y tiene un filtro en la parte roja del espectro (z’). Las enanas marrones son interesantes por dos razones. La primera razón es que  pueden informarnos cuál es la menor masa para que se forme una estrella, lo cual puede, además, permitirnos saber acerca de las condiciones en las que las estrellas se forman. La segunda razón es que las enanas marrones pueden formar parte de la masa oculta o “materia oscura” en nuestra galaxia.

Origen: Stars and Nebulae