¿Qué es una estrella?

 

La primera definición de estrella que escuché fue la siguiente: “Una estrella es una esfera autogravitante de gas”. Esta definición es correcta en el sentido que, efectivamente, es una esfera sometida a la acción de la fuerza de la gravedad, es decir, la propia masa de la estrella, compuesta de gas, y el hecho de que la fuerza gravitatoria tenga una simetría radial hace que tome la forma de una esfera.

Sin embargo, ¿es esta definición no es completa? Debería decir algo sobre si se puede ver o no, es decir, sobre si emite radiación en forma de luz visible, infrarroja, ultravioleta…

Se dice que una estrella comienza su etapa de secuencia principal, esto es, empieza su vida como estrella, cuando hay reacciones nucleares de fusión en su núcleo y por lo tanto empieza a emitir radiación.

Imagen de la estrella supergigante roja Betelgeuse, en la constelación de Orión. (Fuente: Hubble Space Telescope. Imagen mejorada por NASA)

Las reacciones nucleares de fusión consisten en la conversión de Hidrógeno (H) en Helio (He). Un átomo de H está formado por un protón en el núcleo y un electrón a su alrededor. Un átomo de He tiene dos protones y dos neutrones en el núcleo y dos electrones a su alrededor. Las temperaturas que se alcanzan en el interior de una estrella hacen que los átomos estén totalmente ionizados, es decir, que los electrones no estén ligados a los núcleos y estén circulando por la estrella sin ligarse a los núcleos atómicos. Por tanto, las reacciones nucleares de fusión tengan lugar entre los núcleos de H para dar núcleos de He. Pero si un núcleo de H tiene un protón y un núcleo de He tiene dos protones y dos neutrones, ¿cómo es posible convertir que si se fusionan dos núcleos de H se produzca un núcleo de He? Si contamos, al principio tenemos dos protones (dos núcleos de H) y terminamos con dos protones y dos neutrones (un núcleo de He).

La explicación es que es imposible que simplemente a partir de dos núcleos de H se forme uno de He. Se necesitan más de dos núcleos de H y no es posible convertir el H en He directamente sino paso a paso en lo que se conoce como cadena protón-protón (o cadena pp). Además los procesos de fusión nuclear dependen muy fuertemente de las condiciones de presión y temperatura en el interior de la estrella, por lo que, dependiendo de éstas, podemos tener tres tipos de cadenas pp. Veamos cuáles son:

• Cadena ppI:

¹H + ¹H -> ²H + e⁺

²H + ¹H -> ³He

³He + ³He -> 2 ¹H + ⁴He

En estas reacciones vemos que el H y el He tiene unos superíndices a la izquierda. Estos superíndices indican el número másico, es decir, la suma del número de protones y neutrones que hay en el núcleo. El símbolo e⁺ indica un positrón (antipartícula del electrón). Cuando aparece un positrón, quiere decir que un protón se ha desintegrado, vía desintegración beta, y se convierte en un neutrón. De ahí que en la segunda reacción veamos un ²H, es decir un núcleo de hidrógeno con un protón y un neutrón. Este neutrón es el responsable de que el He pueda tener neutrones en su núcleo a partir de núcleos de H que no tienen neutrones. A este núcleo de H con un protón y un neutrón se le conoce como deuterio. Quedaos con el deuterio ya que volveremos a hablar de él más tarde.

• Cadena ppII:

³He + ⁴He -> ⁷Be

⁷Be + e- -> ⁷Li

⁷Li + ¹H -> 2 ⁴He

Aquí aparecen ⁷Be y ⁷Li que son respectivamente un isótopo de berilio y uno de Litio.

• Cadena ppIII:

³He + ⁴He -> ⁷Be

⁷Be + ¹H -> ⁸B

⁸B -> e⁺ + ⁸Be

⁸Be -> 2 ⁴He

Aquí también tenemos ⁸B que es un isótopo del Boro.

En estas reacciones, además de los productos de fusión se emiten neutrinos como consecuencia de las desintegraciones de cada núcleo y fotones, es decir, radiación. Partiendo de núcleos de hidrógeno, hemos llegado a un núcleo de He y hemos obtenido luz. La estrella ya es una esfera autogravitante de gas que emite luz y es, por lo tanto, un estrella.

En el origen del universo, en la nucleosíntesis primordial, se formó mucho H y He, aunque también pequeñas trazas de elementos más pesados como Li y Be. De ahí que pudieran formarse estrellas, a través de agrupaciones de masa sometidas a la fuerza de la gravedad que dieran lugar a los procesos de fusión nuclear a través de las cadenas pp. Estas estrellas, se conocen con el nombre de estrellas de tercera generación. Estas estrellas eran muy masivas y evolucionaron muy rápidamente hasta consumir todo el hidrógeno y terminar como explosiones de supernova. Por procesos sucesivos de fusión durante la vida de la estrella se van generando elementos más pesados como Carbono (C), Nitrógeno (N), oxígeno (O) y así sucesivamente hasta llegar a más pesados como el Hierro (Fe). En una explosión de supernova, estos elementos se incorporan al medio interestelar y se unen a las nubes moleculares de gas que darán lugar a nuevas estrellas. Estas nuevas estrellas incorporarán en su gas estos elementos, por lo que también pueden participar de las reacciones de fusión para convertir H en He.

En efecto, en estrellas más jóvenes, como es el caso de nuestro Sol (que se considera una estrella de primera generación), además de las cadenas pp la generación de He a partir de H se da también por el conocido cicle del carbono o ciclo CNO. En este ciclo, el C, N y O intervienen en la fusión de H para convertir cuatro núcleos de H en un núcleo de He, de dos maneras diferentes:

¹²C + ¹H -> ¹³N

¹³N -> e⁺ +¹³C

¹³C + ¹H -> ¹⁴N

¹⁴N + ¹H -> ¹⁵O

¹⁵O -> e⁺ + ¹⁵N

¹⁵N + ¹H -> ⁴He + ¹²C

Vemos que se forma He y además volvemos a recuperar el ¹²C que teníamos inicialmente.

La otra rama del ciclo CNO es la siguiente:

¹⁵N + ¹H -> ¹⁶O

¹⁶º + ¹H -> ¹⁷F

¹⁷F -> e⁺ +¹⁷O

¹⁷O+ ¹H -> ⁴He + ¹⁴N

Aquí además vemos que se forma Fluor (F). Aquí también, se emiten fotones y neutrinos en los sucesivos pasos, por lo que también se genera luz que hace brillar a la estrella.

Puede parecer que este ciclo es algo extravagante ya que la conversión de H en He a través de las cadenas PP son más importantes debido a que el H es el elemento más abundante del universo. Pero, lo cierto es que en estrellas cuyos núcleos tienen temperaturas algo superiores a las de nuestro Sol, ¡el ciclo CNO predomina sobre las cadenas PP!

De acuerdo, ya tenemos una esfera autogravitante de gas que emite radiación, pero ¿son todas las esferas autogravitantes de gas que emiten radiación estrellas?

Una respuesta rápida es NO. Pero hay que particularizar.

Cuando una estrella se encuentra en su fase de formación en el interior de su nube molecular (protoestrella), se encuentra sometida a la acción de su propia fuerza gravitatoria. Esta fuerza hace que se comprima el gas en su interior y se caliente, pero en sus primeras fases, la temperatura no es lo suficientemente alta como para que comiencen las reacciones de fusión nuclear de H en He y sin embargo se emita luz. Sin embargo, la clave está en el H. Si volvéis a las reacciones anteriores de las cadenas pp y el ciclo CNO veréis que el H siempre se escribe como ¹H. También os he pedido que recordarais el término deuterio ²H.

Expulsión de material en forma de Jets de una protoestrella (Fuente: IAC. 
Crédito: Patrick Hartigan/Rice University)

En una estrella, la fusión de H en He se lleva a cabo a partir de núcleos de H normal, es decir ¹H. Sin embargo, en el universo hay cantidades pequeñas, pero no despreciables de ²H. Sucede que, como hemos comentado antes, la fusión de H requiere de unas condiciones de temperatura y presión determinadas. Para el ¹H, la temperatura requerida es muy alta, mucho más que para el ²H.

El ²H tiene un protón y un neutrón, por lo tanto si dos núcleos de ²H se fusionan, podemos tener un núcleo de ⁴He en un solo paso ya que este tiene dos protones y dos neutrones. Exactamente los que tiene la suma de dos núcleos de deuterio.

En las protoestrellas la temperatura, debido a la contracción gravitatoria no es lo suficientemente alta como para fusionar ¹H en su interior, pero sí lo suficiente como para fusionar ²H. Para fusionar ¹H se necesitan temperaturas de diez millones de grados Celsius, para fusionar ²H basta con que se alcancen temperaturas de un millón de grados Celsius.

En esta fusión de deuterio se emite luz que es, precisamente, la luz que podemos observar en las protoestrellas.

Es decir tenemos una esfera autogravitante de gas que emite luz pero que no es una estrella.

Hemos llegado a una situación en la que tenemos dos tipos de esferas autogravitantes de gas que emiten luz. A un tipo de ellas podemos llamarlas estrellas y al otro no y las llamamos protoestrellas. Ocurre que una protoestrella es simplemente la fase anterior a una estrella, ¿o no?

Pues otra vez, NO. O más bien, no siempre. Para que una protoestrella pase se ser eso, una protoestrella, a ser una estrella, la temperatura en su interior debe pasar del orden de un millón de grados Celsius a diez millones de grados Celsius para poder pasar de la fusión del deuterio ²H a la fusión del hidrógeno ²H. Con la fusión del ²H la temperatura aumenta, al mismo tiempo que la contracción gravitatoria hace que la temperatura aumente también. Sin embargo, hay ocasiones en las que no se alcanzan las temperaturas de diez millones de grados Celsius necesarias para fusionar ¹H.

Como hemos dicho, en la nucleosíntesis primordial al comienzo del universo y en las explosiones de supernova se forman elementos más pesados. Uno de ellos es el Litio. Resulta que el Litio, necesita una temperatura de sólo dos millones y medio de grados Celsius para fusionarse. Cuando se alcanza esa temperatura, se emite radiación. Una esfera autogravitante de gas que tiene una temperatura superior a los dos millones y medio de grados Celsius, ya no es una protoestrella, pero tampoco es una estrella porque no está fusionando ¹H. ¡Y sin embargo, emite luz! ¿Qué es esto entonces? Seguro que habéis escuchado hablar de unos objetos conocidos como enanas marrones. Pues sí, una esfera autogravitante de gas que emite luz, que no fusiona ¹H y que no es una protoestrella, pero que emite luz es una enana marrón. De hecho podemos determinar cuando hemos encontrado una enana marrón observando si tiene Li o no y en que cantidad.

Imagen artística de la enana marrón 2MASSJ22282889-431026 (Fuente: Wikimedia Commons)

¿Y que pasa cuando una esfera autogravitante de gas no emite luz? Aquí ni siquiera necesitamos recurrir a telescopios para observarlo. Podemos salir a la calle en una noche despejada y observar Júpiter. En efecto, tenemos un planeta, o hablando de manera más general, un objeto sub estelar. Los objetos sub estelares no han alcanzado la temperatura suficiente como para fusionar deuterio, es decir, su núcleo no llega a tener, ni siquiera, un millón de grados Celsius, y por lo tanto no puede emitir luz, simplemente es capaz de reflejar la luz que le llega desde otra estrella.

Júpiter visto por la sonda Cassini-Huygens

Por lo tanto, no todo lo que vemos en el cielo es una estrella y mucho menos es, lo que decía la primera definición de estrella que escuché, una esfera autogravitante de gas.

Referencias

Surdín, V.G. 2000 Formación estelar. Editorial URSS

Bohm-Vitense, E. 1992. Introduction to Stellar Astrophysics Vol.3.

Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press.

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