¿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.

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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.

protoestrella

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.

Enana marrón

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.

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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.

Química (inter)estelar

Cuando queremos conocer la composición de cualquier material, lo primero que necesitamos es, obviamente, tener a mano una cierta cantidad del material a estudiar. Una vez lo hemos conseguido recurrimos a ese área del conocimiento científico, a veces odiada injustamente por muchos estudiantes, que es la química. La química es, como la definió Linus Pauling, la ciencia que estudia las sustancias, su estructura, sus propiedades y las reacciones que las transforman en otras sustancias.

Dentro de la química, existe una rama encargada de decirnos cuál es la composición química de la sustancia que queremos estudiar. La química analítica. Para lograr su objetivo, la química analítica utiliza diversos métodos que por su naturaleza pueden ser métodos puramente químicos, basados en las reacciones que unas sustancias tienen en presencia de otras, o fisicoquímicos que dependen de cómo unas sustancias interactúan físicamente con otras.

Ahora bien, ¿cómo hacemos para estudiar la composición química de algo de lo que no tenemos a mano ninguna cantidad del material que queremos estudiar? Esta es la situación que se da, sin excepción, cuando queremos conocer la composición de las estrellas o del medio interestelar. Podría parecer imposible pero lo que está claro es que conocemos, cada vez mejor, la composición de las estrellas y del medio interestelar. Como prueba, recientemente se ha buscado mercaptano de etilo (CH3CH2SH) en la región de formación de estrellas masivas Kleinmann-Low en la nube molecular de Orión. Puedes ver una magnífica explicación a nivel de divulgación aquí y el artículo técnico aquí.

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Región Kleinmann-Low en la nebulosa de Orión (Fuente: NASA APOD, CISCO, Subaru 8.3 m telescope, NAOJ)

¿Cómo lo hacemos entonces? Necesitamos recurrir a varias ramas de la ciencia, entre las que encontramos química (analítica), la astrofísica y astronomía(en concreto la instrumentación astronómica).

Antes hemos dicho que la química analítica es la encargada de estudiar la composición química y que para ello utiliza diferentes métodos. Uno de ellos es el método espectrométrico, el cual consiste en estudiar la interacción de la radiación electromagnética (en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético) con la materia sobre la cual incide. La espectrometría utiliza espectrómetros (que también son conocidos como espectroscopios o espectrógrafos) que son unos dispositivos que separan la luz en las longitudes de onda que los componen. El espectroscopio más sencillo que existe (y en cuyo principio funcional se basan todos los demás) es un simple prisma. Utilizando un prisma Newton consiguió descomponer la luz blanca del sol que incidía sobre el prisma en todos los colores que la componían, obteniendo así el primer espectro de la historia. Sin embargo, fueron Kirchhoff y Bunsen los que inventaron el primer espectroscopio al añadir una escala graduada que permitía identificar la longitud de las líneas espectrales que se observaban al hacer pasar la luz por el prisma. Cuando la imagen se registra sobre un dispositivo, ya sea electrónico o una película fotográfica, solemos hablar de espectrógrafo.

Las sustancias químicas se pueden encontrar en forma atómica o forma molecular. En la primera, los átomos individuales no se encuentran unidos a otros átomos, en la segunda los átomos se encuentran unidos entre sí, a través de enlaces que pueden ser entre átomos del mismo elemento o de distinto tipo, dando lugar a moléculas. Los electrones que forman los átomos, o que se unen entre dos átomos para formar la molécula, pueden estar en diferentes estados energéticos. Si sobre ellos no incide ningún tipo de radiación (ya sea de la longitud de onda que sea), los electrones se encuentran en el estado más bajo de energía. Cuando la radiación incide sobre ellos, los electrones saltan a un estado de mayor energía. Sin embargo, debido a que los electrones tienen tendencia a estar en su estado de menor energía, una vez la radiación ha dejado de incidir vuelven a su estado de energía más bajo o fundamental y para ello tienen que liberarse del exceso de energía que le había proporcionado la radiación incidente, emitiendo por ello ese exceso de energía en forma de radiación. La diferencia entre la energía del nivel inicial y el nivel final nos da la longitud de onda de la radiación emitida.

Cada átomo o molécula tiene unos niveles de energía diferentes que los caracterizan, por lo que dependiendo de la energía incidente las transiciones entre niveles serán diferentes y por lo tanto la radiación emitida será también diferente. Estos niveles de energía pueden ser de diferentes tipos e incluyen niveles vibracionales (debidos a la vibración del átomo o molécula) o niveles rotacionales (debidos a la rotación del átomo o molécula). Por otro lado, cada nivel de energía puede no ser único, sino que en presencia, por ejemplo, de un campo magnético desdoblarse en varios niveles, que permiten transiciones adicionales y por lo tanto la posibilidad de emisión del exceso de radiación en longitudes de onda adicionales.

image014 Transiciones entre niveles de energía que dan lugar a los espectros (Fuente: monografías.com)

Los químicos analíticos cuando intentan determinar que sustancia tienen entre manos, estudian utilizando, entre otros métodos, el método espectrométrico la estructura de estos átomos o moléculas y su interacción con la radiación. Debido a que cada átomo y molécula tiene una estructura de niveles de energía determinada y distinta del resto, y que interactúa con la radiación de una manera determinada según el tipo de radiación (y las condiciones del entorno, como por ejemplo en presencia de campos magnéticos) se puede crear un catálogo de espectros para que cada vez que nos volvamos a encontrar con el mismo espectro en otro lugar, podamos decir que sustancia tenemos entre manos.

Ese otro lugar en el que nos podemos encontrar los espectros son las estrellas y el medio interestelar. El problema que nos encontramos es que no podemos acceder directamente para tomar una muestra y llevarla al laboratorio para estudiarla. Lo que si podemos hacer es utilizar nuestros telescopios ya sea ópticos o de radio, equiparlos con espectrógrafos que nos permitan observar los espectros, en los que los sensores han de ser adecuados para la radiación que queremos medir y apuntarlos hacia la región del cielo que queremos estudiar. El análisis de los espectros a través de su comparación con los espectros obtenidos en los laboratorios nos dirá la composición química de nuestro objeto de estudio. Y no sólo eso, vamos a obtener mucha más información como las velocidades de rotación y de traslación que tiene el objeto que estamos estudiando (a través de medidas de efecto Doppler, ya que las líneas espectrales aparecerán desplazadas, con respecto a su posición en el laboratorio, hacia longitudes de onda más largas o más cortas dependiendo de si se aleja o se acerca de nosotros) o incluso de la intensidad del campo magnético que pueda existir en la región de estudio.

Cómo en todo, la realidad es siempre mucho más compleja, pero siempre podemos confiar en el ingenio humano y en la capacidad de los científicos para buscar soluciones a los problemas que les plantea el universo. Y como se ha visto, lo que para mí más importante, se puede confiar en la colaboración de diferentes áreas de la ciencia para buscar esas soluciones, en algunos casos, surgiendo a raíz de esa colaboración nuevas áreas de investigación como es el caso de la Astroquímica que fundamentalmente es de lo que se ha tratado aquí.

Referencias:

http://www.espectrometria.com/