Lo esencial sobre las estrellas

Una estrella es una bola luminosa de gas, compuesta principalmente de hidrógeno y helio. El núcleo de una estrella alcanza una temperatura extremadamente alta (varios millones de grados). Esta alta temperatura permite que se produzca la reacción de fusión de los núcleos de hidrógeno, que mantiene la energía luminosa que nos permite verlas desde tan lejos hasta decenas de miles de millones de años.

COMPOSICIÓN DE UNA ESTRELLA, Lo esencial sobre las estrellas

El gas de las estrellas está “ionizado”, es decir, los electrones cargados negativamente están total o parcialmente separados de los núcleos cargados positivamente. Este gas se denomina plasma.

A simple vista o con un telescopio en luz visible, sólo podemos ver la superficie luminosa de las estrellas. Gracias a los telescopios científicos en tierra y en el espacio, se puede observar todo el espectro electromagnético de la estrella. Cada zona del espectro proporciona información específica sobre el origen, la evolución y el funcionamiento de las estrellas. Por ejemplo, los rayos infrarrojos nos dicen dónde y cómo se forman las estrellas, la luz visible nos informa sobre la composición química de las estrellas y las ondas de radio nos hablan de su actividad magnética. Por último, los rayos X y gamma revelan las altísimas temperaturas que se alcanzan durante las explosiones que tienen lugar al final de la vida de las estrellas.

Los datos procedentes de todos estos tipos de radiación permiten medir con precisión la cantidad de energía producida por una estrella, la temperatura en su superficie o su composición química y su impacto en el medio interestelar.

NACIMIENTO DE UNA ESTRELLA, Lo esencial sobre las estrellas

En el interior de las galaxias hay enormes nubes de gas y polvo, llamadas nubes moleculares. Su forma se ha revelado recientemente en el infrarrojo. Lejos de ser esféricas, están estructuradas en una red de filamentos interestelares. Probablemente bajo el efecto combinado de la turbulencia y la gravitación, parte de estos filamentos pueden condensarse, contraerse y luego fragmentarse en bolsas de gas: los núcleos protoestelares.

En estos núcleos, la masa de gas se acumula gradualmente, la agitación de las partículas aumenta y la temperatura del gas se eleva hasta cerca de un millón de grados. En esta fase, se considera una protoestrella. A continuación, cada protoestrella se vuelve cada vez más densa al colapsar sobre sí misma bajo la influencia de la gravedad. La temperatura sigue aumentando hasta que es lo suficientemente alta como para producir reacciones de fusión termonuclear. Con estas reacciones, la protoestrella se convierte en estrella.

Los astrofísicos pueden observar la formación de estrellas mediante la radiación infrarroja y submilimétrica emitida por el gas y el polvo de los núcleos protoestelares.

VIDA Y MUERTE DE UNA ESTRELLA, Lo esencial sobre las estrellas

Durante su vida, la estructura interna de las estrellas evoluciona, al igual que su velocidad de rotación y su actividad magnética. Estos dos procesos están íntimamente ligados mediante un efecto denominado dinamo de fluidos, que convierte la energía mecánica en energía eléctrica. En el interior de una estrella, las zonas turbulentas y convectivas, donde la energía no se transporta por la luz sino por los movimientos a gran escala de la materia, generan corrientes eléctricas. Estas corrientes, combinadas con la rotación de la estrella, generan a su vez campos magnéticos por efecto dinamo, cuya intensidad y estructura cambian con el tiempo. En el caso del Sol, por ejemplo, el famoso ciclo de 11 años y la aparición periódica de manchas solares son una ilustración de esta actividad magnética de las estrellas.

El Sol pasa por máximos y luego mínimos de actividad y esto tiene un impacto directo en la Tierra, ya que erupciones muy energéticas pueden afectar a nuestro planeta. Esta actividad magnética es muy intensa en las estrellas jóvenes y se calma a medida que la estrella evoluciona y su rotación se ralentiza. La duración de los ciclos magnéticos se alarga y su intensidad disminuye. Esta ralentización, importante para las estrellas de tipo solar, se debe al viento de partículas denominado “viento solar”, que extrae masa y “momento de rotación” (más exactamente, “momento angular”) de la estrella. Esto se conoce como girocronología o magnetocronología, que se refiere a la evaluación de la edad de las estrellas basándose en su rotación o magnetismo.

El magnetismo solar nos permite así comprender el magnetismo de las estrellas y viceversa.

Otra forma de entender las estrellas es sondear su interior profundo. Esto es posible gracias a una técnica denominada “sismología estelar” o “heliosismología”, que, mediante el estudio de las vibraciones (ondas sonoras o mixtas) que se propagan en las estrellas, nos da información sobre su interior, del mismo modo que la comparación del sonido de un tambor o una trompeta nos permite distinguir el tamaño y la naturaleza del material que compone el instrumento musical.

La sismología solar y estelar ha hecho grandes avances en la descripción de la estructura y la dinámica interna de las estrellas, lo que ha llevado a los científicos a revisar la comprensión clásica de las estrellas. En el Sol, esta técnica de observación indirecta, “de dentro afuera”, ha revelado la rotación interna del Sol y la presencia de una fuerte zona de mezcla denominada taquiclina, en la separación entre el núcleo radiativo de rotación rígida del Sol (rotación en bloque sólido) y la zona convectiva, la región más externa, animada por fuertes movimientos convectivos.

Conceptos clave
Una estrella es una bola luminosa de gas, compuesta principalmente por hidrógeno y helio.
El equilibrio de las estrellas en el Universo se rige por dos efectos opuestos: la gravitación, que tiende a comprimir el gas que compone la estrella, y la presión térmica de este gas, que tiende a expandirlo.

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