Estrella - Explicaci�n y definici�n de estrella
�Qu� son las estrellas?
Las estrellas son los objetos astron�micos fundamentales que iluminan el oscuro, enorme y vasto universo dando vida a todos las especies as� como siendo las responsables directas de la formaci�n del resto de cuerpos y objetos que podemos encontrar en el cosmos.
Desde un punto de vista cient�fico, una estrella se define como una esfera de gas caliente ionizado y luminosa compuesta principalmente por hidr�geno y helio la cual mantiene su estabilidad y forma gracias al equilibrio existente entre la presi�n interna que tiende a expandirla y la fuerza gravitatoria que tiende a comprimirla.
Las estrellas fueron de los primeros objetos o entidades que se formaron tras la gran explosi�n inicial conocida como Big Bang, as� mismo en los n�cleos de las estrellas se producen las reacciones qu�micas que dan lugar a los diferentes �tomos y elementos qu�micos que conforma todos los organismos, planetas y dem�s cuerpos celestes portadores de la vida. Por otro lado las estrellas son los componentes b�sicos del cosmos que generan el calor, la energ�a y la luz del universo.
La energ�a y el calor que emanan las estrellas son fruto de las reacciones nucleares que ocurren en su interior, concretamente en el n�cleo de las estrellas los �tomos de hidr�geno se fusionan para generar �tomos de helio, durante este proceso de fusi�n se produce y se libera energ�a en forma de luz.
Todas las estrellas del firmamento se encuentran en distintas fases de su vida, algunas estrellas gigantes y calientes queman velozmente su combustible nuclear anunciando una muerte joven y violenta, otras en cambio peque�as y fr�as queman lentamente su combustible perdurando durante miles de millones de a�os.
Las estrellas se agrupan unas con otras gracias a la acci�n de las fuerzas gravitatorias dando lugar a grandes urbes conocidas como galaxias, solo en nuestra galaxia la v�a l�ctea se estima que hay m�s 400.000 millones de estrellas, estimaciones recientes indican la existencia de cerca de 200.000 Trillones de estrellas en el universo observable.
Formaci�n de las estrellas
Las estrellas nacen en c�mulos de gas y polvo intergal�ctico conocidas como nebulosas compuestas principalmente por hidr�geno y helio as� como de otros elementos en menor proporci�n, gracias al paso del tiempo junto con la acci�n de la gravedad poco a poco el gas y el polvo comienzan a unirse y concentrarse creando �reas densas de material en ciertas partes de la nebulosa, con el paso del tiempo gracias a la atracci�n gravitatoria estas zonas atraen m�s y m�s materia a su interior aumentando su masa y por ende su gravedad, d�ndose un efecto de retroalimentaci�n entre el aumento de la masa y la atracci�n gravitatoria.
A si mismo la acci�n gravitatoria compacta cada vez m�s los �tomos y part�culas que conforman el n�cleo de la protoestrella aumentando su temperatura paulatinamente, una vez alcanzados los 2.000 �C los �tomos de hidr�geno se disocian generando un n�cleo de plasma siendo el paso previo a la generaci�n de las reacciones de fusi�n que ocurren en el interior del n�cleo.
Finalmente cuando el interior de la estrella alcanza los 4 millones de grados comienza las reacciones de fusi�n que transforman el hidr�geno en helio, produciendo un aumento dr�stico de la presi�n interior as� como generando fuertes vientos solares que expulsan y barren los restos de materia que se encuentra en la superficie de la estrella y en las zonas colindantes. En este momento acaba de nacer una nueva estrella.
Con todo ello los ingredientes b�sicos para formar una estrella es gas, polvo, gravedad y mucho tiempo, el tiempo necesario para la formaci�n de una estrella es inversamente proporcional a su masa as� pues una estrella como nuestro Sol necesitar� sobre cerca de 100 millones de a�os en formarse, en cambio otras estrellas con masas superiores pueden formarse en apenas 50.000 a�os.
El interior de la estrella est� formado por �tomos de hidr�geno que se mueven a grandes velocidades a consecuencia de las altas temperaturas internas a las que se encuentra el n�cleo, por ejemplo el n�cleo del Sol alcanza la temperatura de 15 millones de grados, como consecuencia de estas velocidades los �tomos de hidr�geno colisionan en�rgicamente unos con otros fusion�ndose para formar �tomos de helio y liberando energ�a en forma de fotones los cuales apreciamos y recibimos en nuestro planeta en forma de luz y calor.
Nuestro Sol consume proximadamente 620 millones de toneladas de hidr�geno al segundo de las cuales se genera 615 millones de toneladas de helio dando como resultado 5 millones de toneladas de materia convertida en energ�a acorde a la famosa ecuaci�n de Einstein E=mc2 o lo que es lo mismo en un segundo se generan en el Sol 1,25 x 1020 MegaWatios, suficiente para satisfacer 1 mill�n de veces las necesidades energ�ticas que la humidad ha consumido desde su origen.
Muerte de las estrellas
La masa es la propiedad m�s importante de una estrella, dicha propiedad determinar� el tipo de estrella as� como su vida y muerte. Cuanto m�s masa tenga una estrella mayor acci�n gravitatoria se ejercer� sobre su n�cleo dando como resultado un aumento de temperatura y desencadenando un aumento en la velocidad de las reacciones de fusi�n en su n�cleo o lo que es lo mismo un aumento en la velocidad de consumo del combustible de la estrella acelerando su final.
Las estrellas pueden terminar su vida de diferentes maneras en funci�n del tama�o que ha adquirido.
Una estrella puede morir en forma de:
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Nebulosa Planetaria
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Supernova
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Brotes de rayos gamma
As� mismo los restos o remantes de una estrella tras su muerte pueden formar:
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Enanas blancas
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Estrellas de neutrones
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Agujeros negros
Las estrellas peque�as con una masa inferior a 1,44 veces la masa de nuestro Sol expulsa sus capas exteriores al espacio en forma de nebulosa planetaria dejando como remanente un n�cleo formado principalmente por carbono y oxigeno conocido como enana blanca.
Estrellas gigantes con una masa superior a 10 veces nuestro Sol terminan su vida dando paso a una violenta explosi�n conocida como Supernova, quedando como remanente una estrella de neutrones altamente densa, a su vez una estrella de neutrones puede convertirse en un pulsar o en un magnetar.
Los pulsares son estrellas de neutrones altamente densas con un di�metro comprendido entre los 10 y 20 Kil�metro que emiten radiaci�n electromagn�tica de manera regular a causa de las altas de velocidades de rotaci�n sobre si mismas. Los pulsares son conocidos tambi�n como los faros del universo a causa de la periodicidad en la que emite su radiaci�n.
Un magnetar es una estrella de neutrones que posee un fuerte y poderoso campo magn�tico la cual expulsa de manera irregular grandes cantidades de rayos X y rayos gamma.
En el caso que la masa de la estrella supere 100 veces la masa de nuestro Sol se produce una tit�nica explosi�n conocida como hipernova dando paso a un misterioso y enigm�tico agujero negro.
En todos estos finales la muerte de una estrella arroja al espacio millones y millones de �tomos de elementos ligeros y pesados como el helio, carbono, hierro, silicio, sodio, ox�geno o magnesio entre otros originados durante los procesos de fusi�n nuclear en su n�cleo, siendo estos los elementos b�sicos que dar�n vida a otros organismos, objetos y cuerpos celestes como nuevas nebulosas, estrellas, planetas, cometas, seres vivos … Gracias a la muerte de las estrellas se generan nuevos tipos de vidas que reinan y se expanden a lo largo de todo el universo dando lugar a un ciclo interminable de extinci�n y vida.
Clasificaci�n de las estrellas
Existen diversas maneras de clasificar el amplio y vasto n�mero de estrellas que podemos detectar, entre todas ellas el diagrama de Hertzsprung-Russel relaciona diversas propiedades que tienen las estrellas para agruparlas y clasificarlas, este diagrama es una especie de tabla peri�dica estelar.
El diagrama de Hertzsprung-Russel nos permite clasificar y catalogar los diversos tipos de estrellas presentes en el cosmos as� como estudiar su evoluci�n estelar, este diagrama estad�stico muestra en el eje vertical la luminosidad estelar tomando como referencia nuestro Sol y en el eje horizontal la temperatura de la superficie de la estrella que est� directamente relacionado con su color o espectro estelar.
El espectro estelar o color de la estrella se subdivide en letras en funci�n de la temperatura de su superficie obteniendo la siguiente clasificaci�n O, B, A, F, G, K, M,. Las estrellas de tipo O son estrellas azules con una temperatura comprendida en un rango de los 28.000 y 50.000 �K, las estrellas del tipo G son de color amarillo con una temperatura comprendida entre los 4.600 y 5.800 �K, las del tipo M son estrellas rojas con una temperatura comprendida entre los 1.700 y 3.200 �K.
Gracias a este diagrama podemos agrupar las diferentes estrellas en las siguientes familias:
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En la secuencia principal se encuentra la mayor parte de las estrellas que podemos observar y detectar las cuales se encuentran en su periodo de vida activo quemando hidr�geno en su n�cleo y transform�ndolo en helio mediante las reacciones de fusi�n nuclear.
En la parte superior del diagrama nos encontramos con las gigantes en donde la estrellas comienzan a hincharse y expandirse a consecuencia de haber agotado sus recursos de hidr�geno comenzando a quemar el Helio u otros compuestos resultantes de las fusiones nucleares, en esta zona se encuentran las estrellas que comienza su etapa de vejez y pr�ximas a su extinci�n.
Por otro lado en la parte inferior nos encontramos con las estrellas enanas que son el resultado del destino final de gran parte de las estrellas en el cual tras explotar o deshacerse de sus capas externas la estrella adopta un tama�o muy peque�o y altamente denso en donde pierde su luminosidad y temperatura.
Gracias a esta herramienta con solo un vistazo podemos localizar e identificar a que grupo pertenece una determinada estrella as� conocer en que periodo de su vida se encuentra, por ejemplo nuestro Sol es una estrella del tipo G2 ubicada en la secuencia principal del diagrama H-R formado hace m�s de 4.500 millones a�os y que todav�a cuenta con otros 7.500 millones de a�os m�s antes de convertirse en una gigante roja.
Ahora que ya conoces lo que son las estrellas, �sab�as que todos nosotros somos polvo de estrellas?, tal y como hemos indicado anteriormente cuando las estrellas mueren en forma de supernova o hipernova explotan y esparcen al universo en forma de gas y polvo los elementos b�sicos para la vida como el carbono que se encuentra en todos nuestros tejidos y �rganos, el ox�geno que respiramos o el hierro que fluye por nuestra sangre los cuales son generados durante las �ltimas etapas de la fusi�n de su n�cleo, as� que cuando mires al cielo en una noche despejada y oscura piensa que nuestro planeta y todos nosotros estamos aqu� gracias a la estrellas, todos somos polvo de estrellas.
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