La masa en la vida de una estrella.

Desde la Tierra, es grande la semejanza entre los puntos luminosos en el firmamento nocturno. Sin embargo, las estrellas poseen características diversas que las diferencian entre sí. Las hay muy luminosas, mientras que otras son más tenues; hay estrellas rojas, amarillas, azules y de otros colores. Aunque todas alcanzan muy altas temperaturas, algunas son mucho más calientes que otras. Todas son enormes acumulaciones de gas, pero pueden ser muy diferentes entre sí. La diversidad de las estrellas debida a sus características resulta interesante de observar y estudiar. Pero ninguna de sus características es de mayor relevancia e impacto para conocer una estrella como lo es su masa.

La masa no es lo mismo que el tamaño, ni existe necesariamente una relación estricta entre ambos conceptos. La masa se refiere únicamente a la cantidad de átomos que forman parte del cuerpo de una estrella: es una forma de señalar la cantidad de materia que la conforma. El tamaño, por el contrario, es el espacio que ocupa. El tamaño de una estrella puede expresarse en términos de su diámetro o de su volumen. El tamaño de una estrella puede ser consecuencia de su masa, aunque ello no ocurre todo el tiempo.

Una trayectoria anticipada.

La masa que tiene una estrella al inicio de su vida será el atributo más determinante en sus características presentes y futuras. Establecerá la temperatura de su superficie y el color de la luz que emitirá. También establecerá cómo evolucionará, su longevidad e incluso la manera en la que habrá de morir. Existen otros factores importantes, como composición e incluso el entorno, pero ninguno tan determinante como la masa1.

La ciencia ha encontrado límites mínimos y máximos en la masa inicial que puede tener una estrella. La forma de expresar estas cantidades usualmente se hace mediante una comparación con la masa del sol, lo cual permite entender de mejor manera las proporciones, por lo que expresar estas cantidades en masas solares es el método más frecuente. Así, se ha calculado que una protoestrella con menos de 0.08 masas solares no podrá ejercer presión suficiente ni calentar su núcleo hasta los 10 millones de grados necesarios para fusionar hidrógeno y convertirse en una estrella. Por el contrario, 200 o 250 masas solares parecen ser demasiado peso que soportar para el núcleo. De esto resulta que una estrella cuya masa se encuentra cerca del límite máximo contendrá 2 mil veces la masa de alguna otra cuya masa se aproxime al mínimo: ese es el rango en el que puede variar la masa estelar.

Masas grandes: notoriedad y vidas cortas.

En términos generales, mayor masa implicará mayor presión en el núcleo. Para evitar que una estrella colapse ante su propia gravedad, requiere sostener reacciones nucleares mediante la fusión de hidrógeno que generen fuerzas explosivas contrapuestas a la gravedad, logrando un equilibrio entre ambas. Así que mientras más grande sea la masa, también lo tendrá que ser la fuerza en el núcleo, lo cual conseguirá fusionando mayores cantidades de hidrógeno. La primera consecuencia de esta enorme producción de energía resultará en mayor brillo y temperatura; si comparamos estrellas de secuencia principal, las más masivas serán más luminosas y calientes que las menos masivas. El mantener mayor producción de energía implica también un mayor consumo de combustible.

La segunda consecuencia de la masa de una estrella es su longevidad -o mejor dicho, la brevedad de ésta- ya que mientras más masivo sea el cuerpo, más corta será su vida. Las estrellas más grandes consumen su combustible a velocidades descomunales: su periodo como estrellas de secuencia principal puede durar apenas unos cuantos millones de años, mientras que las más pequeñas logran extender este periodo incluso miles de veces y hasta millones de veces. La mayoría de las estrellas tienen masa similar al sol o incluso menor; una de las razones para que esto ocurra es precisamente el menor tiempo de vida de las más masivas.

Perfiles bien definidos.

La mayor parte de la vida de una estrella, cerca del 90%, transcurre en su etapa de secuencia principal. Las estrellas en esta etapa sí muestran una relación entre su masa y tamaño, ya que todas ellas efectúan los mismos procesos en sus núcleos. Además del tamaño, otras características se mantienen en función de la masa, con atributos muy bien definidos. Su temperatura superficial, color y longevidad pueden ser deducidos con precisión al conocer la masa inicial de la estrella. Así, una estrella que inicialmente tenía 25 masas solares permanecerá en la secuencia principal por 6.5 millones de años; su temperatura superficial será de 38 mil grados y tendrá un diámetro inicial de 6.5 diámetros solares. Por el contrario, otra estrella con masa inicial de media masa solar tendrá una larguísima secuencia principal de 100 mil millones de años (15 mil veces más que su compañera mayor); su superficie será mucho más fría, de apenas 3,800 grados y su diámetro inicial será de 0.4 diámetros solares. Se puede obtener el perfil adecuado a cada masa inicial, encontrando su correspondencia en temperatura superficial y diámetro al inicio de su secuencia principal, a la vez que conocer por cuánto tiempo habrá de extenderse esta etapa. Además, se puede inferir la manera en la cual evolucionarán al alcanzar el final de su etapa como estrellas de secuencia principal; de las recién mencionadas, la mayor habrá de enfriarse hasta los 29,000 grados, y habrá de expandirse poco a poco pero de manera considerable y alcanzar 18 diámetros solares2. La menor, en cambio, es muy probable que experimente temperaturas cada vez mayores y que al término de su secuencia principal supere los 4,000 o 4,500 grados. Si bien su diámetro también habrá de aumentar, lo hará de manera muy discreta, posiblemente llegando a 0.7 diámetros solares. La vida de este tipo de estrellas es tan larga que todas ellas son aún muy jóvenes, por lo que existe mayor incertidumbre sobre la forma en la que habrán de evolucionar3.

Los patrones conocidos aplican de manera muy precisa a la mayor parte de las estrellas. Dependiendo de su composición -en particular, su nivel de metalicidad- podrían haber algunas variaciones, aunque de manera general la masa inicial explica clara y satisfactoriamente la manera en la que se desenvuelve la vida de una estrella. Las estrellas son, de muchas formas, los grandes motores del universo.  Su estudio es, bajo ciertos criterios, el aprender sobre nosotros mismos.

 


1. El Teorema Russell-Vogt establece que de conocerse la masa inicial de una estrella y su composición química, es posible basarse en leyes físicas para indagar todas sus otras características, incluyendo su luminosidad, diámetro, temperatura y densidad, así como la manera en la cual estos parámetros cambiarán en función del tiempo. Sin embargo, el teorema no es sino una aproximación, ya que se sabe de otros factores no contemplados en el modelo que afectan la evolución de la estrella, como puede ser su momento angular.
2. En este ejemplo se evidencia que la relación entre masa y tamaño es muy poco estrecha. La estrella original de 25 masas solares tenía un diámetro 6.5 veces el del Sol. Conforme se aproxima al final de la secuencia principal, la estrella no gana masa; al contrario, es normal que exista una pérdida paulatina. Pese a ello, su diámetro crece hasta 18 veces el del Sol, incrementando su volumen en más de 20 veces con una masa menor a la original.
 3. La esperanza de vida de una estrella de media masa solar es de aproximadamente 6 veces la edad del Universo. Por lo tanto, no ha sido posible observar alguna de ellas cerca del fin de su secuencia principal.

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