La evolución de una estrella y la duración de su vida depende de su masa y su composición química. Sin embargo, se puede afirmar que, en general, las diferentes fases de evolución son casi las mismas para todas las  estrellas, mientras que cambia  la duración  de cada  uno de los estadios en cuanto que la vida es mucho más breve para una estrella de gran masa  que para una pequeña. Etapas en la vida de dos estrellas de masa diferente. Ambas se forman a partir de una nebulosa (superior izquierda) que se compone de partículas de polvo e hidrógeno gas. La gravedad une este material en glóbulos, cuyos centros se calientan hasta que el hidrógeno comienza a convertirse en helio por reacciones nucleares. Después de decenas de miles de años, la estrella central, con más masa, empieza a agotar su combustible nuclear y explota como una supernova, dejando tras ella un púlsar. Después de unos diez mil millones de años, la otra, con menos masa, comienza también a llegar al final de su vida. Este núcleo se desploma, formando una nebulosa planetaria (inferior derecha).

    Conviene aclarar que es improbable que las estrellas se formen aisladamente; es mucho más verosímil que nazcan en asociaciones o familias de decenas o centenares de miembros, como ocurre en los conglomerados. Una nube grande, fría y muy tenue de polvo y gases se contrae hasta hacerse inestable y dividirse en partes cada vez más pequeñas y densas. Por último, los fragmentos que quedan, al contraerse, recalientan los gases que los componen y se convierten en protoestrellas.

    Cuando numerosas estrellas nacen juntas, cabría esperar que se formasen a poca distancia entre sí, debido a una atracción mutua, como ocurre con las estrellas binarias y múltiples. Sin embargo, hay estrellas jóvenes y aisladas que se mueven a gran velocidad, como si huyeran de la familia en la que han nacido. Probablemente son estrellas expulsadas del grupo, quizá por una explosión, como las tres veloces estrellas observadas en Orión.

    Una protoestrella, que al principio tuviera un diámetro de varios años luz, en un periodo de tiempo que va desde decenas a centenares de millones de años, se contrae hasta reducirse a un diámetro millones de veces menor. Es decir: sufre una contracción gravitacional que hace subir la temperatura, tanto más cuanto mayores son la densidad y la opacidad del gas. Sin embargo, en esta fase la protoestrella es siempre un débil objeto apenas perceptible o invisible. Por lo tanto desde el momento en que la estrella comienza a brillar, emite ya radioondas. 

    Al contraerse, la protoestrella alcanza temperaturas cada vez más elevadas hasta que en su núcleo la temperatura alcanza 10-12 millones de grados centígrados, necesarios para fomentar las reacciones nucleares. Desde este momento, el empuje gravitacional hacia el centro es exactamente compensado por la presión interna, y es entonces cuando la estrella comienza su larga vida como consumidora de hidrógeno. En efecto, todas las estrellas emplean el hidrógeno como combustible, transformándolo en helio. Mientras dure el hidrógeno del núcleo, la temperatura y la luminosidad no variarán. 
  Una estrella comienza la vida como una masa de gas, relativamente fría y grande, parte de una nebulosa como la gran nebulosa de Orión (izquierda). Como la gravedad hace que se contraiga el gas, su temperatura aumenta, haciéndose tan elevada que provoca una reacción nuclear en sus átomos. El brillo de una estrella de secuencia principal (centro) se debe a la energía producida en la fusión de los núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio. Se cree que la fase de secuencia principal de una estrella de tamaño medio dura 10.000 millones de años (se considera que nuestro Sol tiene 5.000 millones de años). Finalmente el suministro de energía se acaba. Las estrellas del tamaño del Sol acaban su vida como enanas blancas, que son extremadamente pequeñas, densas y cálidas. Las estrellas mayores acaban en explosiones espectaculares llamadas supernovas, causadas por el choque violento de las estrellas.

    Cabe decir que cuanto más grande es la masa de una estrella, mayor es la presión interna necesaria para equilibrar el empuje gravitacional, pero, dado que mayor presión significa temperatura más elevada, una estrella de mayor masa tendrá también una mayor temperatura interna. Por esto, las reacciones se efectuarán más rápidamente y la producción de energía será mayor. La consecuencia es que cuanto más compacta sea una estrella, más caliente y luminosa será. Por ejemplo, una estrella 10 veces más compacta que el Sol es unas 10 000 veces más luminosa y consumirá el combustible nuclear en un tiempo directamente proporcional a la masa e inversamente proporcional a la luminosidad: por consiguiente, tendrá una vida de unas 10/10 000 veces la del Sol (unos 10 millones de años, en lugar de 10 000 millones). Cuando todo el hidrógeno del núcleo se haya transformado en helio, las reacciones nucleares continuarán en las capas próximas, hasta que el núcleo se haya convertido en el 12 %  de la masa total. En este punto el núcleo se contrae y la energía liberada provoca la expansión del envoltorio externo de la estrella, que aumenta en luminosidad y se enfría, convirtiéndose en una  gigante roja.

Reacciones Nucleares: la extinción
 

    Cuando la temperatura del núcleo, como consecuencia de la contracción, ha alcanzado los 100 millones de grados centígrados, se originan otras reacciones nucleares, con transformación del helio en elementos más pesados. Entonces la estrella comienza a contraerse de nuevo, disminuye su luminosidad, aumenta de temperatura y comienza a pulsar. Después, la evolución se orienta hacia la fase de enana blanca, y culmina con frecuencia, pero no necesariamente, en una explosión, como ocurre con las novas o supernovas, para terminar en una enana blanca, que sin más fuente de energía irradia sólo en cuanto que es un cuerpo muy caliente que se enfría lentamente. Así, se conocen enanas blancas que en realidad son ya anaranjadas o rojas, en vías de convertirse en enanas negras, ahora estrellas apagadas.

Pulsares

Estrellas Compactas:

Enanas rojas, enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros: esta es una lista de objetos en la que cada uno es más pequeño, más denso y más extremado en sus condiciones físicas que el anterior. La compactación es el resultado de la familiar fuerza de la gravedad, pero las condensadas estrellas que resultan están más allá de nuestra experiencia normal. Un pedazo del tamaño de una caja de fósforos del material de una enana blanca contendría la misma masa que un barco de guerra, mientras que la misma masa del material de una estrella de neutrones ocuparía el espacio de una cabeza de alfiler. Un agujero negro está tan colapsado, que tamaño y densidad ya no tienen significado alguno.

Una enana blanca, que es una estrella de un tamaño cercano al de la Tierra, pero con una masa similar a la del Sol, está impedida de encogerse más por la 'presión degenerada de electrones' --- los electrones libres no pueden empacarse más juntos. En algunas estrellas, usualmente más masivas que las enanas blancas, esta barrera es vencida por la combinación de electrones con protones para formar neutrones, que se empacan aún mas apretadamente, resultando en una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones tiene una masa cercana a la del Sol, pero tiene sólo unos 30 Km de diámetro. Una estrella tan diminuta tiene una muy pequeña área superficial, y no puede emitir mucha de la radiación térmica que hace brillar a las estrellas normales; aún así, algunas estrellas de neutrones pueden ser observadas a grandes distancias debido a un tipo completamente diferente de radiación, una señal de radio pulsando regularmente. Estas son las pulsares.

Qué Son Pulsares?

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía (ahora el Nuffield Radio Astronomy Observatory) en Cambridge. Su emisión de radio característica es una serie uniforme de pulsos, separados con gran precisión, con períodos entre unos pocos milisegundos y varios segundos. Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X.

La regularidad de los pulsos es fenomenal: los observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los pulsos con antelación de un año, con una precisión mejor que un milisegundo.
Cómo puede una estrella comportarse como un reloj tan preciso?
La única posibilidad para una repetición tan rápida y precisa, es que la estrella esté rotando rápidamente, y emitiendo un haz de radiación que barre alrededor del cielo como un faro, apuntando hacia el observador una vez por cada rotación. El único tipo de estrella que puede rotar suficientemente rápido sin estallar debido a su propia fuerza centrífuga, es una estrella de neutrones.

Las pulsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas, con campos de intensidad que alcanza los 100 millones de Tesla (1 millón de millones de Gauss, comparado con menos de 1 Gauss para el campo magnético de la Tierra). La rápida rotación, por tanto, las hace poderosos generadores eléctricos, capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de millones de Voltios. Estas partículas cargadas son, en alguna forma aún desconocida, responsables por el haz de radiación en radio, luz, rayos-X, y rayos gamma. Su energía proviene de la rotación de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminución de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del período de los pulsos. Típicamente, la rata de rotación de una pulsar disminuye en una parte por millón cada año: la Pulsar del Cangrejo, que es la más joven, y la más energética conocida, disminuye en una parte en dos mil cada año.

Cuántos Pulsares Hay En Nuestra Galaxia?

Los pulsares se han encontrado principalmente en la Vía Láctea, dentro de cerca de unos 500 años-luz del plano de la Galaxia. Un escrutinio completo de los pulsares en la Galaxia es imposible, puesto que los pulsares débiles solo pueden ser detectados si están cercanos. Los sondeos de radio ya han cubierto casi todo el cielo, y más de 300 pulsares han sido localizados. Sus distancias pueden medirse a partir de un retardo en los tiempos de llegada de los pulsos observados en lafrecuencias bajas; el retardo depende de la densidad de los electrones en el gas interestelar, y de la distancia recorrida. Extrapolando a partir de esta pequeña muestra de pulsares detectables, se estima que hay al menos 200.000 pulsares en toda nuestra Galaxia. Considerando aquellos pulsares cuyos haces de faro no barren en nuestra dirección, la población total debería alcanzar un millón.

Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones de años; después de este tiempo ha perdido tanta energía rotacional que no puede producir pulsos de radio detectables. Si conocemos la población total (1.000.000), y el tiempo de vida (4.000.000 de años), podemos deducir que un nuevo pulsar debe nacer cada cuatro años (asumiendo que la población permanece estable).

Muy recientemente se han encontrado pulsares en cúmulos globulares. Se piensa que han sido formados allí por la acreción de materia en estrellas enanas blancas en sistemas binarios. Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas. Si todos los pulsares fuesen nacidos en explosiones de supernovas, podríamos predecir que debería haber una supernova en nuestra Galaxia cada cuatro años. Estas son eventos espectaculares, y esperaríamos ver más de ellos, si uno ocurre cada cuatro años. La última supernova observada directamente en nuestra Galaxia, fue la supernova de Kepler en el año 1604, pero sabemos que ocurren otras que son menos espectaculares, o que son ocultadas de nosotros por nubes de polvo interestelares. No está todavía claro, si la rata de nacimiento de las pulsares y la rata de aparición de las supernovas pueden ser completamente reconciliadas, o cuántas pulsares pudieran formarse fuera de los cúmulos globulares, en sistemas binarios.

Agujeros Negros

Los agujeros negros son objetos peculiares con muchas extrañas propiedades, pero la mayoría de los libros y artículos han enfatizado sus aspectos exóticos, y opacado su naturaleza fundamentalmente simple. La descripción dada más abajo fue hecha primero por el matemático Francés Pierre Laplace en 1796, de modo que ni siquiera son un invento moderno!
Antes de discutir los agujeros negros mismos, deberíamos primero considerar brevemente la gravedad.

Qué es un Agujero Negro?

Si se lanza hacia arriba una bola de hierro, desde la superficie de la tierra, alcanza cierta altura, y luego cae de regreso. Al lanzarla con más fuerza, alcanza mayor altura. Laplace calculó la altura que alcanzaría para una velocidad inicial dada. Encontró que la altura aumentaba más rápidamente que la velocidad, de modo que la altura se hacía muy grande para una velocidad no demasiado grande. A una velocidad de 40.000 Km/h (sólo unas 20 veces más veloz que el Concorde) la altura se hace realmente muy grande - tiende a ser infinita, como dirían los matemáticos. Esta velocidad es llamada la 'velocidad de escape' desde la superficie de la Tierra, y es la velocidad que debe alcanzarse si una nave espacial ha de llegar a la Luna o a cualquiera de los planetas. Siendo un matemático, Laplace resolvió el problema para todos los cuerpos esféricos, no sólo para la Tierra.

Él encontró una fórmula muy simple, que nos dice que la velocidad de escape, V, está dada por, V=(2GM/R)^1/2, donde G es una constante que define qué tan fuerte es la gravedad, M es la masa, o cantidad de material en el cuerpo, y R es su radio. Esta fórmula dice que objetos pequeños pero masivos (o sea, R pequeña y M grande), tienen velocidades de escape grandes.
Esta sorprendentemente simple fórmula produce exactamente la misma respuesta que la obtenida usando la teoría de la relatividad.

La luz viaja a algo más de 1.000 millones de Km/h, y en 1905 Albert Einstein demostró que nada puede viajar más rápido que la luz. La fórmula de arriba puede ser despejada para mostrar qué radio debe tener un objeto para que la velocidad de escape desde su superficie sea la velocidad de la luz. La respuesta es, R=(2G/c²)M, donde c es la velocidad de la luz.
Este radio en particular, R, es llamado el 'radio de Schwarzschild', en honor del astrónomo Alemán que primero lo derivó a partir de la teoría de la relatividad de Einstein. La fórmula nos dice que el radio de Schwarzschild para la Tierra es de menos de un centímetro, comparado con su radio de 6.357 Km.
Los valores para algunos otros objetos astronómicos se dan en la tabla de abajo.

Podría parecer sorprendente que la luz pueda concebirse como comportándose como un cohete o una bola de billar!
Fue Einstein quien demostró que la luz puede ser considerada como una colección de partículas, llamadas fotones, que tienen masa, o más correctamente, energía, por virtud de la fórmula E=Mc², que relaciona la energía E con la masa M.
Los fotones siempre viajan a la misma velocidad, la velocidad de la luz, pero cuando se alejan de un objeto con gravedad pierden energía, y para un observador externo, parecen ser más rojos. Es este 'corrimiento hacia el rojo' lo que implica que los fotones que parten de un agujero negro ultimadamente pierden toda su energía y se hacen completamente invisibles.

Si ni siquiera la energía de la luz viaja lo suficientemente rápido como para escapar (y nada puede viajar más rápido), entonces ninguna señal de ningún tipo puede escapar, y el objeto sería 'negro'. La única indicación de la presencia de tal objeto es su atracción gravitacional. Lejos de su superficie es como si un objeto ordinario de la misma masa estuviera allí.
La presencia de su gravedad significa que otros objetos pueden caer en él, de allí el nombre de 'agujero'.

Y así, un agujero negro es un objeto tan compacto que la velocidad de escape desde su superficie es mayor que la velocidad de la luz.

La velocidad de la luz es de 299.800 Km/seg.
11 Km/seg es equivalente a 40.000 Km/hr.
147.000.000 Km es casi igual al radio de la órbita de la Tierra alrededor del Sol.

Muchas estrellas son miembros de sistemas binarios, en los que dos estrellas orbitan una alrededor de la otra, con períodos de algunos días o años. Si una de estas estrellas es una estrella de neutrones, el par puede orbitar tan cercanamente que la atracción gravitacional entre ellas es muy grande, y pueden observarse algunos efectos poco usuales. Se conocen varios sistemas binarios en los que la otra estrella es una gigante; en estos casos la estrella de neutrones puede atraer gas de las regiones exteriores de su compañera, y una corriente de gas cae con gran energía sobre la superficie de la estrella de neutrones. Estos sistemas se observan como fuentes de rayos-X. Algunas de las fuentes de rayos-X muestran variaciones periódicas al rotar la estrella de neutrones: estos son las llamadas 'pulsares de rayos-X'.

Un sistema binario, conocido como PSR 1913+16, consiste de dos estrellas de neutrones, tan juntas que su período orbital es de sólo 775 horas. No hay corrientes de gas entre estas estrellas, que interactúan sólo por su mutua atracción gravitacional. La órbita de una de ellas puede ser descrita en gran detalle, debido a que es una pulsar.
El período de esta pulsar es de 59 milisegundos, y produce una muy estable serie de pulsos con una rata de deceleración inusualmente baja. Es, de hecho, un preciso reloj moviéndose muy rápidamente en un fuerte campo gravitatorio, que es la clásica situación requerida para una comprobación de la Teoría General de la Relatividad de Einstein.

Según la teoría dinámica no-relativista, o Newtoniana, las órbitas de ambas estrellas deberían ser elipses con una orientación fija, y el período orbital debería ser constante. Las mediciones de los tiempos de llegada de los pulsos han mostrados diferencias significativas con las simples órbitas Newtonianas. La más obvia es que la órbita precesa por 42 grados al año.
Hay también un pequeño, pero muy importante, efecto sobre el período orbital, que se sabe está reduciéndose en 89 nanosegundos (menos de una diez-millonésima de segundo) en cada órbita.

El período orbital en reducción representa una pérdida de energía, la que sólo puede descontarse por medio de radiación gravitacional. Aún cuando la radiación gravitacional en sí misma nunca ha sido observada directamente, las observaciones de la PSR 1913+16 han provisto buena prueba de su existencia. Es apropiado que este descubrimiento, que es una confirmación adicional de las predicciones de la Teoría General de la Relatividad, fuera anunciado en 1979, que fue el centenario del nacimiento de Einstein.

Estrellas Nuevas
 

    En todas las fases de la evolución estelar, una estrella pierde más o menos materia en el espacio. En efecto, si es verdad que una estrella nace de la condensación de materia interestelar, y si es cierto que algunas estrellas al pasar a través de una nube particularmente densa pueden adquirir otro material, sucede también el fenómeno opuesto: las estrellas pierden, del mismo modo cierta cantidad de la materia que las ha formado.

    Se trata de un fenómeno intrínseco a la evolución de cada estrella. Al principio de su vida, cuando la estrella es todavía una protoestrella, parte del gas de las capas periféricas se dispersa, barrido por la energía proveniente del centro de la nube. Cuando una estrella se convierte en adulta, continúa perdiendo materia de varias maneras, ya sea como el Sol con sus erupciones y por el viento solar, a causa de la proximidad de una compañera que la perturba, o bien por rotación rápida. Cuando la estrella se ensancha y se transforma en una gigante roja, la gravedad superficial se reduce y los gases huyen más fácilmente. Luego, mientras la estrella atraviesa sus últimas fases, puede ocurrir la explosión. A través de este proceso las estrellas restituyen una materia distinta a la de la nube que las originó, pero es un material que ha sufrido reacciones nucleares y por tanto resulta enriquecido de elementos pesados elaborados en los núcleos. Es una materia rica en cenizas que, al mezclarse con la de las nubes interestelares, constituye las nuevas estrellas.

    Estas nuevas estrellas serán más diferentes de las estrellas más viejas cuanto más enriquecidas de elementos más pesadas que el hidrógeno estén las nubes. El Sol es una estrella de segunda o tercera generación, formada por materiales utilizados en parte por estrellas de generaciones precedentes.

Trabajo realizado por:

Pablo Correa