La masa de las estrellas

Vicente Hernández Hernández

Durante una noche despejada y fuera de la contaminación de las ciudades, no hay nada más impresionante que mirar el cielo y su sin fin de soles brillantes, tímidos y coloreados, que por alguna razón, nos hacen sentir pequeños e indefensos. Durante el verano es imposible no seguir el "camino de leche" que ellas forman, nuestra Vía Láctea. Durante el invierno confirmamos algo: las estrellas no son todas iguales; Betelgeuse en el hombro de Orión es roja, Riguel en su pierna es blanca, Sirio detrás del cazador es casi azul, Procyon es amarilla, etc. Las preguntas saltan solas, ¿por qué son diferentes? ¿Qué las distingue? Entonces, ¿Todas las estrellas son diferentes?

Comencemos por el princípio.

Todas las estrellas nacieron a partir de enormes nubes de polvo y gas molecular, millones de veces más masivas que el Sol. Este gas comienza a colpasar debido a la fuerza de gravedad y una vez que la densidad en algunas partes de la nube se hace grande, diversos efectos provocan que la nube se fragmente; a partir de estos fragmentos nacerán grupos de estrellas.

Por lo que sabemos, todas las estrellas nacieron en grupos, sin embargo, conforme avanzan sus vidas, estas van evolucionando, unas mueren y otras viven, unas se mueven rápido y otras lento, y al final, las que logran sobrevivir, que son la gran mayoría, se dispersan a lo largo y ancho de nuestra Galaxia, la Vía Láctea.

No todas las estrellas son iguales y para caracterizarlas podemos utilizar básicamente cuatro propiedades: Masa, Luminosidad, Temperatura y Composición química.

En esta ocasión hablaremos de la masa de las estrellas.

Las estrellas nacen con muy diversas masas. La del Sol es de 2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 (dos mil cuatrillones) de toneladas y, sin embargo, existen estrellas con masas que van desde 0.10 hasta 150 veces la del Sol.

Algo interesante es que la gran mayoría de las estrellas tienen masas parecidas a la del Sol o menores; cuanto más masiva es una estrella menos hay de ese tipo. Por alguna razón, que aún no es bien entendida para la astrofísica, existen muchas más estrellas de baja masa que masivas.

Cuando los fragmentos de nubes moleculares logran formar objetos individuales, estos van teniendo una figura esférica debido a que están rotando; estas "casi" estrellas siguen creciendo en masa y son alimentadas por el gas de la nube molecular original. Cuando estos objetos alcanzan temperaturas de unos 2.3 millones oC en el centro, se encienden y comienzan a brillar con luz propia. En este momento, aparece en escena la fuerza de radiación, esto es, la fuerza que los fotones (la luz) generados en el núcleo ejercen sobre el gas. La fuerza de gravedad empuja hacia el centro de la estrella y la fuerza de radiación y la presión hidrostática empujan el gas hacia afuera. Aquí comienza una lucha que definirá cómo será la vida de esa estrella.

Los astrónomos han encontrado, mediante modelos y observaciones, la manera en cómo se relacionan el tiempo de vida de una estrella y la masa con la que nace.

Las estrellas con masas mucho más grandes que el Sol viven poco tiempo, unos 1.1 millones de años. Cuanto más masiva sea una estrella más pronto morirá. Una estrella con 100 veces la masa del Sol podría nacer y morir unas 4000 veces en lo que va de vida del Sol, 4,500,000,000 años. Por otro lado, las estrellas con menor masa que el Sol viven mucho tiempo, unos 10 mil millones de años. Cuanto menos masa tenga una estrella más tiempo vivirá.

Sin embargo, hacia ambos lados existen límites. Teóricamente, no pueden existir estrellas superiores a unas 150 masas solares, ya que en este tipo de estrellas los vientos de sus atmósferas y la presión de radiación son tan grandes, que las capas más externas podrían ser arrancadas violenta y constantemente. Con respecto a las de baja masa, teóricamente es necesario que una estrella tenga por lo menos 0.08 veces la masa del Sol para que comiencen las reacciones nucleares en su centro.

La figura de la derecha muestra el tamaño aproximado que tienen una estrella de baja masa y una enana café comparados con el Sol, Júpiter y la Tierra.

Las estrellas de baja masa como el Sol, al final de sus vidas pierden mucho del material que las forma y crean una nebulosa planetaria; en el centro queda una estrella enana blanca. Por otro lado, las estrellas con masas mayores que 10 veces la del Sol, morirán cuando una explosión descomunal, cuya luminosidad llega a ser equivalente a la de una galaxia entera, arroje parte del material de la estrella y deje en su centro una estrella de neutrones o un hoyo negro. A esta explosión le llamamos supernova.

Los objetos de muy baja masa que no logran generar reacciones nucleares con hidrógeno son llamadas enanas café o marrones y son algo intermedio entre una estrella y un planeta. Estas enanas marrones pueden tener en su centro reacciones nucleares de deuterio, un isótopo del hidrógeno, pero no de hidrógeno puro.

Como se mencionó antes, por cada estrella masiva que se llega a formar, cientos de baja masa lo hacen. La gran mayoría de las estrellas vecinas al Sol son también de baja masa y podemos estar seguros, que ellas y nuestro Sol vivirán por lo menos otros 4,500,000,000 de años, antes de arrojar al espacio mucho del material que ahora las forma.

Por lo pronto, seguiremos recibiendo luz y calor de nuestra estrella; aún y cuando solo es una más entre las cientos de millones de nuestra galaxia, es ella la que ha favorecido, y en parte, mantenido la vida en nuestro planeta.