Estrellas de la secuencia principal: Definición y ciclo de vida

Las estrellas de la secuencia principal fusionan átomos de hidrógeno para formar átomos de helio en sus núcleos. Alrededor del 90 por ciento de las estrellas del universo, incluido el Sol, son estrellas de la secuencia principal. Estas estrellas pueden tener desde una décima parte de la masa del Sol hasta una masa 200 veces mayor.

Las estrellas comienzan su vida como nubes de polvo y gas. La gravedad atrae a estas nubes. Se forma una pequeña protoestrella, impulsada por el material que colapsa. Las protoestrellas suelen formarse en nubes de gas muy densas y pueden ser difíciles de detectar.

«La naturaleza no forma estrellas de forma aislada», dijo Mark Morris, de la Universidad de California en Los Ángeles (UCLS), en un comunicado. «Las forma en cúmulos, a partir de nubes natales que colapsan bajo su propia gravedad».

Los cuerpos más pequeños -con menos de 0,08 de la masa del sol- no pueden alcanzar la fase de fusión nuclear en su núcleo. En su lugar, se convierten en enanas marrones, estrellas que nunca se encienden. Pero si el cuerpo tiene suficiente masa, el gas y el polvo que colapsan se calientan, alcanzando finalmente temperaturas suficientes para fusionar el hidrógeno en helio. La estrella se enciende y se convierte en una estrella de la secuencia principal, impulsada por la fusión de hidrógeno. La fusión produce una presión hacia fuera que se equilibra con la presión hacia dentro causada por la gravedad, estabilizando la estrella.

La duración de la vida de una estrella de la secuencia principal depende de su masa. Una estrella de mayor masa puede tener más material, pero lo quema más rápido debido a las mayores temperaturas del núcleo causadas por las mayores fuerzas gravitacionales. Mientras que el Sol pasará unos 10.000 millones de años en la secuencia principal, una estrella 10 veces más masiva sólo durará 20 millones de años. Una enana roja, que tiene la mitad de masa que el Sol, puede durar entre 80.000 y 100.000 millones de años, lo que es mucho más que la edad del universo, que es de 13.800 millones de años. (Esta larga vida es una de las razones por las que las enanas rojas se consideran buenas fuentes de planetas que albergan vida, porque son estables durante mucho tiempo).

Brillante estrella

Hace más de 2.000 años, el astrónomo griego Hiparco fue el primero en hacer un catálogo de estrellas según su brillo, según Dave Rothstein, que participó en la web «Ask An Astronomer» de la Universidad de Cornell en 2003.

«Básicamente, observó las estrellas en el cielo y las clasificó según su brillo -las estrellas más brillantes eran de ‘magnitud 1’, las siguientes más brillantes eran de ‘magnitud 2’, etc., hasta la ‘magnitud 6’, que eran las estrellas más débiles que podía ver», escribió Rothstein.

Los instrumentos modernos han mejorado las mediciones del brillo, haciéndolas más precisas.

A principios del siglo XX, los astrónomos se dieron cuenta de que la masa de una estrella está relacionada con su luminosidad, o con la cantidad de luz que produce. Ambas están relacionadas con la temperatura estelar. Las estrellas 10 veces más masivas que el Sol brillan más de mil veces más.

La masa y la luminosidad de una estrella también están relacionadas con su color. Las estrellas más masivas son más calientes y azules, mientras que las menos masivas son más frías y tienen un aspecto rojizo. El Sol se sitúa en medio del espectro, lo que le confiere un aspecto más amarillento.

«La temperatura superficial de una estrella determina el color de la luz que emite», según el Observatorio de Las Cumbres, de ámbito mundial. «Las estrellas azules son más calientes que las amarillas, que a su vez son más calientes que las rojas».

Esta comprensión llevó a la creación de un gráfico conocido como diagrama Hertzsprung-Russell (H-R), un gráfico de estrellas basado en su brillo y color (que a su vez muestra su temperatura). La mayoría de las estrellas se sitúan en una línea conocida como «secuencia principal», que va desde la parte superior izquierda (donde las estrellas calientes son más brillantes) hasta la parte inferior derecha (donde las estrellas frías tienden a ser más tenues).

Cuando las estrellas se apagan

En algún momento, una estrella de la secuencia principal agota el hidrógeno de su núcleo y llega al final de su ciclo vital. En ese momento, abandona la secuencia principal.

Las estrellas con un tamaño inferior a la cuarta parte de la masa del Sol colapsan directamente en enanas blancas. Las enanas blancas ya no realizan la fusión en su centro, pero siguen irradiando calor. Con el tiempo, las enanas blancas deberían enfriarse hasta convertirse en enanas negras, pero las enanas negras son sólo teóricas; el universo no es lo suficientemente antiguo como para que las primeras enanas blancas se enfríen lo suficiente y realicen la transición.

Las estrellas más grandes se encuentran con que sus capas exteriores colapsan hacia dentro hasta que las temperaturas son lo suficientemente calientes como para fusionar el helio en carbono. Entonces la presión de la fusión proporciona un empuje hacia el exterior que expande la estrella varias veces más grande que su tamaño original, formando una gigante roja. La nueva estrella es mucho más débil de lo que era como estrella de la secuencia principal. Con el tiempo, el sol formará una gigante roja, pero no se preocupe: no ocurrirá hasta dentro de un tiempo.

«Dentro de unos cinco mil millones de años, después de que el sol se haya convertido en una gigante roja y haya quemado la Tierra hasta convertirla en cenizas, expulsará su propia y hermosa nebulosa y luego se desvanecerá como una estrella enana blanca», dijo Howard Bond, del Space Telescope Science Institute de Maryland, en un comunicado.

Si la estrella original tenía hasta 10 veces la masa del sol, quema todo su material en 100 millones de años y colapsa en una enana blanca superdensa. Las estrellas más masivas explotan en una violenta muerte de supernova, arrojando los elementos más pesados formados en su núcleo por toda la galaxia. El núcleo restante puede formar una estrella de neutrones, un objeto compacto que puede adoptar diversas formas.

La larga vida de las enanas rojas significa que incluso las que se formaron poco después del Big Bang siguen existiendo en la actualidad. Sin embargo, con el tiempo, estos cuerpos de baja masa agotarán su hidrógeno. Se volverán más débiles y fríos, y finalmente las luces se apagarán.

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