La Vida de las EstrellasPor: Victor H De la LuzCuando miramos el cielo nocturno sin luna, podemos observar una cantidad casi incontable de puntos de luz sobre un tenue y azulado fondo. En las ciudades, debido a la contaminacin solo apreciamos algunos puntos muy brillantes. Cada uno de esos puntos brillantes tiene su propia historia.Al igual que la vida, las estrellas tienen una historia muy particular. Cada una de ellas es nica y para los astrnomos es una pasin tratar de leer con la poca informacin que podemos recabar con nuestros telescopios la historia entera de cada una de ellas.El NacimientoUna estrellasiemprenace de una nube de gas de Hidrgeno. La pregunta filosfica en este punto es Y de dnde vino la nube de Hidrgeno? Esa es la pregunta fundamental de la Cosmologa que estudiaremos en otro artculo. Por ahora, es suficiente saber que las nubes de Hidrgeno existen en grandes proporciones en las galaxias espirales, Nosotros podemos saber ms o menos la edad de una galaxia por la cantidad de gas que le sobra. Por ejemplo, si una galaxia tiene mucho gas significa que es joven, pues las estrellas an no se han formado y por consiguiente su evolucin como galaxia apenas comienza.Las nubes de Hidrgeno tambin contienen otros elementos, como el Helio, Nitrgeno, Carbn y varios elementos qumicos, adems de algo importante que es el polvo. A esta mezcla de elementos nosotros las llamamosNubes Moleculares, sin embargo, estas nubes son casi enteramente de Hidrgeno, normalmente el 90% del total de los elementos. Cuando grandes nubes moleculares se juntan, nosotros las llamamos regiones de formacin estelar.Estas regiones son enormes y losastrnomosestamosestudindolascon mucho detalle, pues an hace falta explicar algunos detalles en el proceso del nacimiento de una estrella. De las regiones cercanas, es decir, en nuestra Galaxia, se encuentra Eta Carina, podriamos decir que estas nubes son incubadoras de nuevas estrellas.

Ahora bien, estas nubes de gas y polvo son muyfras, adems de que son estables, quiere decir que son nubes yseguirnsiendo nubes por cientos de millones de aos, a menos que algo lasperturbe. Las perturbaciones provocan que la nube pierda su equilibrio ycomienceun colapso.Estas perturbaciones pueden ser muy variadas, por ejemplo, una explosin cercana de una supernova, pasar cerca de un agujero negro, que la Galaxia se acerque a otra galaxia, cualquier cosa que perturbe a la nube molecular. Sin embargo, la perturbacin debe ser lo suficientemente fuerte para que se genere una protoestrella.Por alguna razn que an se est estudiando, una nube de gas molecular perturbada se segmenta en pequeas esferas, conforme la nube se colapsa a cada una de estas esferas, la temperatura de cada una de ellas aumenta. Al aumentar la temperatura, aumenta la presin y si la masa de la nube molecular es mucho mayor a la presin interna de la propia estrella, sta seseguircolapsando, en otro caso, la esfera de gas entrara de nuevo en equilibrio y no se formar ninguna estrella.Segn nuestros clculos, todo el gas del universo yadeberade estar colapsado en estrellas, sin embargo esto no se observa, al contrario, hay cientos de galaxias con una gran cantidad de gas de Hidrgenoy nuestra propia galaxia tienen varias regiones de formacin estelar.Asque necesitamos saber que fuerzas internas en estas esferas protoestelares hacen frenar el colapso. Hay variashiptesis, una de ellas es la turbulencia, otra es el campomagntico. Ambosfenmenos, generan fuerzas repulsivas a la gravedad ypodranfrenar el colapso de las nubes. Pero an no se ha dicho la ltima palabra sobre el asunto.Si la nube es lo suficiente masiva, entonces el colapso continuar, la temperaturaseguiraumentando hasta un punto donde en elncleode la nube comenzarn a haber reacciones nucleares. Las reacciones nucleares que nos interesan son la conversin de Hidrgeno a Helio. Es interesante saber que si pesan 2 tomos deHidrgenoy 1 de Helio resulta que los 2 tomos de Hidrgeno pesan ligeramente ms que el tomo de Helio. Esta diferencia de masa se convierte en energa. Laenergala podemos calcular con laecuacinclsicade Einstein, E=mc2.Estaenergase vuelve enrealidadluz, mayormente de rayos gamma. La luz trata de escapar, pero en su camino se encontrar con gas muy denso. Los rayos gamma son muyenergticos, interaccionanfcilmentecon cualquierpartcula, lo queproducirque se dispersenfcilmentepor las capas de la protoestrellacalentndolaen su camino de escape. Cuando finalmente los primeros rayos de luz salen de la protoestrella, comienzan a despejar el gas que no acabo de colapsarse a su alrededor y la estrella nace de su capullo envoltorio que muchas veces lo mantienen oculto de los telescopios convencionales.Las estrellas nacen con diferentes masas, temperaturas y elementosqumicosque las conformaron. Es interesante saber que siguen un patrn bien establecido, por ejemplo, una nube molecular forma pocas estrellas calientes, de alta masa y muchsimas estrellas fras y de baja masa.Aques importante sealar que lamasa, es la propiedad ms importante de una estrella, pues ella va a fijar lasdemspropiedades de la estrella como lo son su brillo, su temperatura y su tiempo de vida. Adems de quetambinfijar la forma en quemorir cada una de las estrellas.Otro punto interesante es que las estrellas no les gustan nacer solitarias. Normalmente nacen en parejas o en grupo. Nuestro Sol es una raraexcepcin. Algunos piensan queJpiteres su hermano que no logr tener la suficiente masa para convertirse en estrella.El Desarrollo de una EstrellaLa estrella finalmentenaci, est generando luz por sus reacciones nucleares internas, est convirtiendoHidrgenoen Helio. Sin embargo, el Hidrgenonoes infinito. Tiene cierta cantidad acumulada en elncleo. Es interesante saber que entre ms masa tenga una estrella es ms grande y entre ms grande mspresinen suncleo, entre mspresinms temperatura y entre ms temperatura ms reacciones nucleares en su interior.Entre ms reacciones nucleares, ms rapido se acaba su combustible. Entonces, las estrellas ms calientes son ms azules. Cuando veas una estrella azul, sabrs que es muy grande, es muy caliente y es muy joven. Pues las estrellas azules viven poco tiempo.Si vez una estrella amarilla, significa que es templada como el sol, tiene una vida ms o menos larga, de unos diez mil millones de aos, son medianas y son muy comunes en el universo.Si encuentras estrellas rojas,sabrsque son pequeas yfrasy pueden tener vidas tan largas como la edad del universo.Todas las estrellas consumen su Hidrgenoa diferentes velocidades, cada una de ellas vive de forma diferente,tambindependerde su entorno, si hay cerca ms estrellas,podranintercambiar material y entonces su tiempo de vidapodraaumentar o disminuir. Casi todo puede pasar en este universo.En esta etapa, las estrellas son sumamente estables, su temperatura en su superficie prcticamente no cambia, sudimetrose mantiene constante y entonces es cuandopodranhaber planetas a su alrededor y comenzar a experimentarfenmenostan extraordinarios como la vida.El tiempo de vida, recuerden, depende de su masa, una estrella pude mantenerse estable desde algunos millones de aos hasta miles de millones de aos.En este tiempo, ademas de Helio, las estrellas producen muchos de los elementosqumicosde la tablaperidica. Estos elementos salen al medio interestelar y vuelven a formar parte de las nubes moleculares,contaminndolasy siendo precursoras de nuevas estrellas.Muerte de las EstrellasCuando elHidrgenose termina, la estrella comienza a tener desequilibrios internos, pues ya no hay ms combustible que sustente a la estrella. Aqui pueden pasar varias cosas, las cuales dependern de la masa.Si la masa es la suficiente, entonces el Helio que fu generado en el transcurso de millones de aos ahora comenzar a convertirse en Carbono y despues de algunos cientos de aos en Fierro y si la masa an lo permite, entonces los ncleos se colapsarn y formarn neutrones, una enigmtica estrella de neutrones. Si la masa an es lo suficiente grande, se formar un agujero negro.En casos menos extremos, la estrella simplemente ser reducida a un ncleo de Fierro, muy denso y muy caliente, el cual se ir enfriando poco a poco hasta ser invisible. En ese proceso seproduciruna supernova, una estrella quedesprendisuatmsferadebido al colapso de ella. Es como si le quitaran los cimientos a un edificio.

Se imaginan todos esos puntos luminosos que vemos en el cielo, reducidos a balines de fierro, estrellas de neutrones o agujeros negros?Ese es el triste final de todas las estrellas, el material que no acaba de fundirse entonces vuelve al medio interestelar y formar parte de nuevo en incubadoras para otras estrellas.Sin embargo, cada estrella que nace y muere, consumehidrgeno. Llegar un da cuando nohabrmshidrgeno, no existirn ms nubes moleculares y no se formarn nuevas estrellas.Megustaraestar presente eldaen que la ltima estrella del universo se apague y este hermosoespectculosea solo un recuerdo de una juventud desenfrenada en la cualvivila existencia...