estrellas, formacion..

EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
pablolonnie@yahoo.com.mx
EL UNIVERSO NO ES ETERNO
¡Qué vista tan imponente nos ofrece un magnífico cielo despejado, en lo alto de una montaña! Nos parece que son
millones de luceros los que cada noche vigilan la bóveda celeste. Siempre ahí. Siempre esperándonos... ¿Siempre?
Por años los astrónomos dieron por hecho que el Universo siempre estuvo ahí. Era eterno. Sin principio ni fin. No
importaba cuán lejos los astrónomos pretendieran explorar, los telescopios siempre mostraban galaxias, galaxias y
más galaxias: un espacio que parecía no tener fin. Los astrónomos aseguraban que el hombre vivía en un Universo
estático.
Todo esto cambió cuando Edwin Hubble descubrió, en 1915, que las galaxias –en general- se alejaban de nosotros.
Cuanto más lejanas estaban las galaxias, a mayor velocidad se desplazaban. El Universo estaba creciendo
velozmente. Hoy el Universo es más grande que ayer. Hace una semana era más pequeño. Un año antes y era
menor todavía. ¿Qué sucedería si pudiéramos echar el tiempo atrás un siglo, un milenio ó 1 millón de años? ¡El
Universo seguiría siendo cada vez más pequeño! El Universo no es estático. Vivimos en un Universo en expansión.
El descubrimiento de Hubble –aunque fascinante e intrigante- incomodó a muchos astrónomos. ¿Por qué? Porque
si daban marcha atrás lo suficiente, llegarían a un momento en el que todo el Universo estaría concentrado en un
sólo lugar. Eso implicaba viajar a un pasado muy remoto, en una cantidad de años casi inimaginable. Sin embargo,
al Universo parecía sobrarle tiempo y espacio.
¿Por qué se habrían de incomodar los científicos con la idea de que el Universo estuviera inicialmente concentrado
en un sólo lugar? Porque este lugar sería el origen del Universo. Desde esta perspectiva, el Universo tenía un
génesis: un principio. ¿Y qué habría antes de ese principio?...¿Cómo saberlo? Los cuestionamientos –sintieronempezaron a tener un sentido teológico más que científico. Por eso, la idea de un principio fue debatida
intensamente.
En los 40´s George Gamow sugirió que en ese origen las condiciones de densidad serían tan altas que seguramente
la materia estaba a una alta temperatura y las radiaciones eran de alta energía. El nacimiento del Universo a partir
de esa fuente de energía y materia empezó a llamarse Big Bang: La Gran Explosión. La energía liberada por ese
evento debió ser enorme.
De acuerdo con la actual teoría de la Gran Explosión, no sólo la materia y la energía se habrían originado en ese
momento. El espacio y el tiempo antes de ese evento serían inexistentes.
La luz tarda un tiempo para llegar de un lado a otro. Cuando los astrónomos observan un objeto a distancia, están
retrocediendo en el tiempo, están viendo hacia el pasado. Nosotros mismos vemos al Sol como era hace 8.3
minutos, a Saturno como era hace 70 minutos y a la estrella Sirius como fue hace 8.6 años. ¡Los telescopios son
Máquinas del Tiempo! Si los astrónomos hacían el intento de ver lo suficientemente lejos...¿podrían retroceder
tanto como para ver la Gran Explosión? ¿Cómo se vería?
Como todo el Universo estaba reunido en un sólo lugar, el destello de energía debió ser visible en todo el Universo.
Y si ahora los astrónomos pretendían ver esa radiación buscando en el pasado, entonces esa energía debía continuar
disipándose junto con la expansión del Universo. En otras palabras, la Gran Explosión sería visible ¡en todas
partes! No importaría hacia dónde apuntara el astrónomo el telescopio, siempre habría una radiación de fondo,
llegando desde los rincones más remotos y antiguos del Universo. En 1948 Ralph Alpher y Robert Herman
calcularon que la energía de la Gran Explosión se había disipado tanto en todo este tiempo, que sólo sería visible
como una tenue radiación de aproximadamente 5 K (5 grados kelvin). El modelo de la Gran Explosión era todavía
muy impopular y su propuesta no tuvo cabida en los oídos del mundo científico.
Pero todo cambió en 1964-65, cuando Arno Penzias y Robert Wilson detectaron -por vez primera- la radiación de
fondo, con una temperatura de 3K (2.73 K para ser exactos). Gamow, Alpher y Herman tenían razón. La
observación confirmó sus hipótesis. Si bien la Teoría de la Gran Explosión no explica absolutamente todo, la
mayoría de los astrónomos se sienten a gusto con ella.
Después de la Gran Explosión, las condiciones de presión y temperatura fueron exóticas durante algún tiempo. El
Universo tuvo que enfriarse antes de organizarse como hoy lo vemos. De algún modo, las irregularidades presentes
en ese mar de materia y energía, parecen haber estimulado la formación de galaxias. La acumulación de materia
empezó a generar campos gravitacionales que atrajeron hacia sí todavía más materia. Los materiales más
abundantes –el hidrógeno y e helio- empezaron a formar estos islotes llamados galaxias donde hoy nacen, viven y
mueren las estrellas. En las galaxias, el gas fue lo suficientemente denso como para que éste se contrajera para
formar nubes individuales (nebulosas) y finalmente, estrellas.
Es difícil imaginar un Universo sin estrellas, sin embargo, hubo un tiempo en que no existieron.
EL MEDIO INTERESTELAR
Se llama medio interestelar al espacio que hay entre las estrellas y las partículas que lo ocupan. Frecuentemente
escuchamos que el espacio está vacío, pero esto es una generalización. Para fines prácticos, el vacío del espacio es
más perfecto que cualquier vacío que consigan los científicos generar en el interior de una cámara, en un
laboratorio. Sin embargo, siempre habrá partículas diminutas vagando en el espacio. En general, podemos afirmar
que el medio interestelar posee gas y polvo: gas que fue generado desde la Gran Explosión, gas que ha sido
procesado por millones de estrellas y polvo que viene también de las estrellas. De este modo, las galaxias más
evolucionadas tienen una proporción mayor de gas y polvo procesado por las estrellas. Las más jóvenes, por el
contrario, están menos contaminadas con residuos procesados.
De un modo o de otro, el hidrógeno es el gas más abundante de todos. El polvo -si lo hay- esta básicamente
constituido por carbono, silicatos, hierro y hielo (de agua, de dióxido de carbono, de metano). Las partículas de
polvo son alargadas –a manera de pajitas- y pequeñísimas, con una longitud de unos 20 Angstroms (1 Angstrom es
igual a una diez millonésima parte de un milímetro). Una mota de polvo interestelar en tu mano sería invisible, sin
embargo, en galaxias como la nuestra la abundancia de polvo es tal que puede oscurecer sectores enteros de la
Galaxia. La Tierra misma está hecha de polvo interestelar. El polvo no es tan malo después de todo.
Por cada 10 toneladas de hidrógeno que pudiéramos reunir en el medio interestelar encontraríamos:
1.2 toneladas de helio
3.5 kilogramos de oxígeno
1.5 kilogramos de carbono
1.5 kilogramos de nitrógeno
kilogramo de neón
kilogramo de azufre
y otras basurillas como níquel, oro, plata, etc, en cantidades que no vale la pena contar.
Todo este material está disperso en el medio interestelar a una densidad increíblemente baja: alrededor de 1 átomo
por cada 10cm3. ¡Nada mal! 1000 átomos por metro cúbico. Son muchos...¿no?...¡NO! Recuerda que los átomos
son partículas diminutas. En estas condiciones un átomo experimenta una soledad terrible. ¡Pueden pasar 10,000
años antes de poder encontrarse con otro! Por otra parte, las regiones de la Galaxia donde se están formando las
estrellas, tienen una densidad de 100 millones de átomos por cada 10 cm3.
NUBES DE HIDROGENO
El hidrógeno, siendo el gas más abundante, es el principal ingrediente para formar estrellas. Lo podemos encontrar
formando nubes en básicamente tres formas distintas:
1.- Nubes de hidrógeno neutral (H I)
2.- Nubes de hidrógeno ionizado (H II)
3.- Nubes de hidrógeno molecular (H2)
NUBES DE HIDROGENO NEUTRAL
Se representa como HI. Es la forma de hidrógeno más abundante porque es también la más sencilla de hacer. Una
partícula de HI está formada por la unión de un electrón y un protón. Seguramente las galaxias nacieron como
acumulamientos de hidrógeno neutral en un principio. Las nubes de HI en nuestra Galaxia tienen una densidad de 1
a 1000 átomos por cm3, de modo que su densidad no es tan baja como otras partes de la Vía Láctea. Pero estas
nubes tienen un problema: son estériles. Las nubes de HI no son capaces de producir estrellas. ¿Por qué no? Porque
cuando una partícula colisiona de HI con otra, el impacto produce una vibración (calor), y este calor se disipa
inmediatamente rechazando cualquier asociación. Después de chocar, las partículas de HI se repelen.
NUBES DE HIDROGENO IONIZADO
Se representa como H II. Es la forma de hidrógeno que encontramos generalmente alrededor de las estrellas recién
formadas. Las nubes de hidrógeno ionizado son muy hermosas. En las fotografías, aparecen resplandecientes en un
bellísimo color rojo. Las nubes de H II emiten su propia luz (roja) ¿Por qué brillan? Porque estamos viendo nubes
de hidrógeno cuyos átomos se excitan al ser despojados de sus electrones (una ionización). La intensa radiación
ultravioleta de las estrellas vecinas es la que arranca los electrones del hidrógeno. El hidrógeno se está rostizando y
deshaciendo bajo la lluvia radiación de alta energía. El H II tiene temperaturas altísimas. Mientras el hidrógeno
siga expuesto a ella, la ionización continuará y la rápida expansión de sus partículas empujará los gases que le
rodean hacia afuera. Las nubes de H II se están dispersando por su elevada temperatura, y aunque su densidad
puede ser muy alta -hasta 1´000,000 de átomos por cm3-, nunca formarán estrellas. Las nubes de H II son estériles.
NUBES DE HIDROGENO MOLECULAR
Se representa como H2. Es la asociación de dos átomos de hidrógeno que comparten 1 electrón para formar una
molécula. Una molécula de hidrógeno tiene capacidad de absorber calor más eficientemente que un átomo de
hidrógeno. La colisión puede disiparse sin generar calor si la partícula –en vez de vibrar- se pone a girar. Como las
nubes de H2 difícilmente se calientan, son éstas las más frías. Su densidad alcanza a ser mayor de 10,000 átomos
por cm3 y sólo estas nubes pueden generar estrellas. Se han detectado más de 5000 nubes de hidrógeno molecular
en nuestra Galaxia.
EVOLUCION DE LAS NUBES FERTILES
Las nubes de hidrógeno molecular son frías y por tanto pueden contraerse bajo la influencia de su propio campo
gravitacional sin que sus partículas se rechacen entre sí. El impacto y movimiento de sus partículas irá en aumento
en la medida que la densidad de la nube sea mayor. Si la densidad y temperatura llega a ser lo suficientemente alta
como para producir reacciones de fusión nuclear, esa nube se habrá convertido en una estrella. Sin embargo, no
todas las nubes interestelares producen estrellas. Como en un globo con aire caliente, el gas caliente de una nube
interestelar tenderá a expandirse, evitando la contracción. La vibración producida por el impacto y movimiento de
los átomos en la nube (y en cualquier cuerpo) es lo que llamamos calor. Una decena de átomos produce el calor
suficiente para impedir que la atracción mutua -por gravedad- los mantenga unidos, pero en una nube donde hay
millones y millones de átomos (el calor procura dispersarlos también) pero tantas partículas, tanta masa, ejercen
una atracción gravitacional mucho mayor. La atracción gravitacional impide que la nube se disperse
completamente: es un sistema en equilibrio. El calor empuja hacia fuera y la gravedad hacia adentro.
CONTRACCION, CALOR, MOMENTO ANGULAR Y CAMPOS MAGNETICOS
Aunque la tendencia de la gravedad es a contraer la nube, hay otros factores –además del calor- que se oponen a la
contracción: uno es el momento angular (la rotación de la nube) y otro es el magnetismo, producido por las
partículas cargadas libres (electrones y protones). Cuanto más se contraiga la nube, más rápido rotará y los campos
magnéticos se intensificarán. La nube tiene que vencer estos obstáculos si ha de ver el nacimiento de estrellas en su
interior.
Las regiones de la nube que tengan polvo interestelar podrán contraerse más fácilmente. El polvo absorbe el calor
muy eficientemente. Donde hay polvo, el gas es más frío. Las nubes de polvo son auténticas hieleras donde se
facilita la contracción. En su interior, las moléculas serán atraídas entre sí y se acumularán progresivamente sobre
las regiones más densas. La precipitación irregular de material termina por impulsar la nube en una dirección y ésta
empieza a rodar. La nube interestelar tiene ahora momento angular -gira en torno a un eje-. Arrastrar la extensa
nube en ese movimiento de rotación requiere un esfuerzo, mismo que se aligera cuando la nube se contrae (es más
fácil cargar a un bebé cerca del cuerpo que con los brazos extendidos). El momento angular (la fuerza de la
rotación) ya no se usa para arrastrar las partes externas de la nube -pues ya se acercaron- y ahora esa energía
termina por imprimir a la rotación de la nube una mayor velocidad. Es la misma fuerza distribuida de modo
distinto.
Cuando la nube se contrae, incrementa su velocidad de rotación. La velocidad orbital de las partículas produce
entonces que éstas se empiecen a distribuir alrededor de la nube en un disco redondo y aplanado. Si la nube diera
vueltas demasiado rápido, las partículas del disco terminarían por salir disparadas –como el zoquete de una llanta
sucia en movimiento-. Saldrían disparadas en una dirección perpendicular al eje de rotación. Por lo tanto la
rotación se opone a la contracción, aunque ésta se da una vez que la contracción empezó.
Cuando la contracción ha reunido suficientes partículas, los impactos entre ellas son más frecuentes y una cantidad
de átomos pierde sus electrones. El electrón tiene carga negativa y el protón carga positiva. Tenemos ahora
partículas cargadas, con propiedades magnéticas. La acumulación de estas partículas produce campos magnéticos.
Los campos magnéticos forman líneas que canalizan el flujo de las partículas cargadas. Electrones y protones se
desplazan a lo largo de estas líneas, pero no pueden atravesarlas perpendicularmente. Cuando la nube se contrae,
los campos magnéticos se fortalecen pues tenemos ahora más partículas cargadas en un espacio más reducido. Los
campos magnéticos fortalecidos limitan severamente el movimiento de partículas en la nube, oponiéndose así a su
contracción.
Como se indicó anteriormente, los enemigos de la contracción gravitacional dela nube son el calor, la rotación
(momento angular) y los campos magnéticos. No se conoce con exactitud de qué manera proceden estos factores y
cómo influyen en el resultado final, pero con seguridad son determinantes. La única ventaja de la nube interestelar
es su masa y la atracción gravitacional por ella generada. La cantidad mínima de átomos necesarios para esto es de
1057: más átomos que la suma de los granos de arena en todas las playas del mundo, unos 1025.
FORMACION DE UNA ESTRELLA POR ETAPAS
ETAPA 1: Nube interestelar
La primera etapa consiste en una nube interestelar ordinaria. Son nubes enormes: su diámetro se puede extender
hasta 100 años-luz de diámetro. Su temperatura es de unos 10K y están a una densidad de 1000 átomos por cm3.
Esta nube es una mezcla de hidrógeno molecular y neutral. Su masa es miles de veces superior al Sol. Para formar
estrellas, partes de esta nube deben ser inestables: tener una densidad ligeramente mayor al gas circundante. Esto se
logra mediante el empujón de estrellas externas, por su radiación UV o como respuesta a la explosión de alguna
supernova cercana. La disipación de campos magnéticos puede contribuir también a la condensación de gas. Una
vez que las inestabilidades afectan la homogeneidad de la nube, éstas se repiten una y otra vez. El proceso -que se
acelera con el tiempo- toma varios millones de años. La nube se fragmenta en su interior en decenas, centenas o
miles de regiones “pequeñas” y densas. Por eso las estrellas nunca se forman solas, sino en familias, llamadas
cúmulos.
ETAPA 2: Colapso de un fragmento gaseoso
Abandonamos la multitud de fragmentos gaseosos para concentrarnos en la evolución de uno sólo. Este está
destinado a formar una estrella como el Sol. El fragmento gaseoso posee 1 a 2 masas solares y mide poco más de 1
mes-luz de diámetro (0.1 años-luz). La contracción ha elevado la densidad a 1 millón de átomos por cm3. La nube
–todavía muy transparente- empieza a radiar energía, así la temperatura promedio no se eleva mucho más que en la
etapa anterior, pero en el centro de la nube, donde el medio es más opaco, la temperatura es 10 veces más alta:
100K. Sigue siendo –para fines prácticos- frío. (Nuestro cuerpo está a 310K) La contracción continúa durante unos
30,000 años y la nube se va opacando. La radiación no escapa tan fácilmente y entonces sí, toda la nube incrementa
su temperatura. Aumenta la presión. Si había fragmentaciones secundarias en la nube, ya no pueden continuar.
ETAPA 3: Una esfera gaseosa, nace la protoestrella
Han transcurrido ya alrededor de 50,000 años desde que inició la contracción del fragmento, que ahora tiene una
forma novedosa: es una esfera de gas 10,000 veces más grande que el Sol. La región central –el núcleo- es tan
opaco que la radiación calienta muchísimo el gas, a una temperatura aproximada de 10,000 K, pero el calor ya nada
puede hacer. La fuerza gravitacional de esta esfera es demasiado fuerte como para permitir que se disipe el calor y
la materia. La superficie de la esfera gaseosa es aún transparente y relativamente fría. La densidad del núcleo
aumenta rápidamente. Ahora tenemos 1 millón de millones (1012) de partículas por cada cm3. ¡Que tumulto! Parece
demasiado ¿verdad? pero representa sólo 10-9kg/m3 o sea 0.000000001 kg/m3. Recuerda que las partículas
atómicas son pequeñísimas.
La región opaca central será llamada protoestrella. Curiosamente no importa cuánto material se precipita hacia la
protoestrella, ésta no crece. Al contrario, la protoestrella se contrae más y más aplastada por la carga del gas y
polvo que aceleradamente se acumula sobre ella.
ETAPA 4: La protoestrella brilla
La superficie de la protoestrella se vuelve luminosa. Tiene ahora una Fotosfera. Debajo de ella, el material está ya
lo suficientemente compacto y opaco de modo que la energía producida por los impactos no es radiada hacia
afuera, sino que se emplea en elevar la temperatura de la protoestrella. La densidad aumenta mientras la
temperatura crece y la protoestrella se contrae aún más. En los siguientes 100,000 años el núcleo de la protoestrella
alcanza una temperatura de 1`000,000 K. Los electrones y protones se sacuden en un violento frenesí
desplazándose a cientos de kilómetros por segundo. La protoestrella mide ahora unos 120 millones de kilómetros,
se ha encogido al tamaño de la órbita de Mercurio. La fotosfera se calienta a unos 3,000 K por la fricción de los
gases y polvo que caen en una acelerada lluvia de partículas. La protoestrella tiene en su fotosfera apenas la mitad
de la temperatura del Sol, pero es enorme, de modo que globalmente es miles de veces más brillante que el Sol.
¿Tenemos ya una estrella? No, todavía no. La emisión de radiación es producto de la energía gravitacional que
emite la protoestrella durante su contracción. La producción de calor es tan alta que la contracción se desacelera.
Sigue ganando la contracción gravitacional, pero el calor del núcleo se resiste a perder la batalla.
ETAPA 5 – La Fotosfera se inquieta, la evolución se aletarga.
Globalmente, pierde luminosidad. Ahora es unas 10 veces más brillante que el Sol. La temperatura en su fotosfera
aumenta poco a poco hasta unos 4,000 K, pero la protoestrella reduce su tamaño rápidamente. La superficie se
vuelve violenta y puede emitir poderosos vientos protoestelares, similares al viento solar, pero más masivos. Tal
vez las estrellas variables tipo T Tauri sean protoestrellas en la etapa 5. En esta etapa la protoestrella es sólo 10
veces más grande que el Sol. En el núcleo, la cosa está que arde. La temperatura anda ya alrededor de los 5
millones K y el material está completamente ionizado. Los protones colisionan fuertemente entre sí, pero su carga
eléctrica produce una repulsión mutua. Ahora que el interior está tan opaco y que el calor sufre para salir, la
contracción se aletarga. La evolución de la protoestrella se vuelve lenta. Cuanto más se opaca la estrella, más
lentamente se contrae.
ETAPA 6.- ¡FUSION!
Han pasado 10 millones de años desde que se formó la protoestrella, ahora reducida a un diámetro de sólo 1 millón
de Km. El núcleo alcanza una temperatura de 10 millones K y las partículas están densamente apretadas a razón de
1025 por cm3. La colisión de los protones entre sí a estas temperaturas y presiones es insoportable hasta para ellos.
No pudiendo más, los protones empiezan a generar reacciones de fusión nuclear para transformarse en núcleos de
helio. En el proceso se liberan neutrinos y energía en forma de rayos Gamma. Es inusitado que un evento que
asociamos los hombres con la muerte –reacciones termonucleares- signifique la vida para las estrellas. Cuando las
reacciones de fusión nuclear empiezan en el corazón de una protoestrella, una estrella ha nacido.
ETAPA 7.- Maduración
Ya tenemos una estrella. Es una bebita. Todavía no conoce los hechos de la vida. Es inmadura. Durante su infancia
(30 millones de años- ¡ápa, Bebita!) será inestable. Se dilatará y contraerá erráticamente. Mojará la cama. Tendrá
súbitos destellos gaseosos, se alborotará por nada... pero así son los niños.
La nueva y flamante estrella se organiza interiormente. Su densidad aumenta 10 veces en el núcleo y cada metro
cúbico tiene empaquetadas 100 toneladas de gas ionizado. También aumenta su temperatura, alcanzando 15
millones K. La fotosfera se estabiliza en 6,000 K. La candente presión interior alcanza equilibrio con la contracción
gravitacional y ésta cesa completamente. La producción de energía en su núcleo es la misma que la estrella radía
hacia el espacio.
El proceso tomó en total unos 40 a 50 millones de años. Un parto largo y difícil que será seguido por una laaaaarga
vida: una estrella de tipo solar vivirá más de 10,000 millones de años.