Las estrellas

La vida de las estrellas

Una estrella siempre nace de una nube de gas de Hidrógeno. La pregunta filosófica en este punto es ¿Y de dónde vino la nube de Hidrógeno? Esa es la pregunta fundamental de la Cosmología que estudiaremos en otro artículo. Por ahora, es suficiente saber que las nubes de Hidrógeno existen en grandes proporciones en las galaxias espirales, Nosotros podemos saber más 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 aún no se han formado y por consiguiente su evolución como galaxia apenas comienza.

Las nubes de Hidrógeno también contienen otros elementos, como el Helio, Nitrógeno, Carbón y varios elementos químicos, además de algo importante que es el polvo. A esta mezcla de elementos nosotros las llamamos Nubes Moleculares, sin embargo, estas nubes son casi enteramente de Hidrógeno, normalmente el 90% del total de los elementos. Cuando grandes nubes moleculares se juntan, nosotros las llamamos regiones de formación estelar.

Estas regiones son enormes y los astrónomos estamos estudiándolas con mucho detalle, pues aún 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 muy frías, además de que son estables, quiere decir que son nubes y seguirán siendo nubes por cientos de millones de años, a menos que algo las perturbe. Las perturbaciones provocan que la nube pierda su equilibrio y comience un colapso.

Estas perturbaciones pueden ser muy variadas, por ejemplo, una explosión 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 perturbación debe ser lo suficientemente fuerte para que se genere una protoestrella.

Por alguna razón que aún se está estudiando, una nube de gas molecular perturbada se segmenta en pequeñas 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 presión y si la masa de la nube molecular es mucho mayor a la presión interna de la propia estrella, ésta se seguirá colapsando, en otro caso, la esfera de gas entrara de nuevo en equilibrio y no se formará ninguna estrella.

Si la nube es lo suficiente masiva, entonces el colapso continuará, la temperatura seguirá aumentando hasta un punto donde en el núcleo de la nube comenzarán a haber reacciones nucleares. Las reacciones nucleares que nos interesan son la conversión de Hidrógeno a Helio. Es interesante saber que si pesan 2 átomos de Hidrógeno y 1 de Helio resulta que los 2 átomos de Hidrógeno pesan ligeramente más que el átomo de Helio. Esta diferencia de masa se convierte en energía. La energía la podemos calcular con la ecuación clásica de Einstein, E=mc².

Esta energía se vuelve en realidad luz, mayormente de rayos gamma. La luz trata de escapar, pero en su camino se encontrará con gas muy denso. Los rayos gamma son muy energéticos, interaccionan fácilmente con cualquier partícula, lo que producirá que se dispersen fácilmente por las capas de la protoestrella calentándola en 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.