¿Qué es un exoplaneta?

En resumen

Las estrellas son los bloques de construcción más básicos de las galaxias.

La edad, distribución y composición de las estrellas trazan la historia, dinámica y evolución de su galaxia. Las estrellas son responsables de la producción y distribución de elementos pesados, como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno.

Universo temprano
Esta impresión artística representa el universo temprano. Las primeras estrellas nacidas después del Big Bang, que los astrónomos denominan estrellas de la «población III», son esquivas y aún no se han detectado definitivamente. A diferencia de las estrellas actuales, como nuestro Sol (que contiene elementos más pesados como el oxígeno, el nitrógeno, el carbono y el hierro), las estrellas de la población III estarían formadas únicamente por los pocos elementos primordiales que se forjaron en el Big Bang. Mucho más masivas y brillantes que nuestro Sol, habrían resplandecido en el vacío de tinta del universo recién nacido. Créditos: ESA/Hubble, M. Kornmesser y NASA

Diferentes tipos de estrellas tienen diferentes zonas habitables. Se trata de la zona alrededor de una estrella en la que las condiciones son las adecuadas, ni demasiado calientes ni demasiado frías para que exista agua líquida en la superficie de un planeta. (Por esta razón, la zona habitable de una estrella suele denominarse informalmente «zona Ricitos de Oro»)

Estadísticamente, debería haber más de 100.000 millones de planetas en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Tienen una amplia gama de tamaños y características. Los organismos complejos surgieron en la Tierra hace sólo 500 millones de años, y los humanos modernos llevan aquí sólo 200.000 años, un abrir y cerrar de ojos en las escalas de tiempo cosmológicas. La Tierra se volverá inhabitable para las formas de vida superiores dentro de poco más de mil millones de años, a medida que el Sol se calienta y seca nuestro planeta. Por ello, las estrellas ligeramente más frías que nuestro Sol -llamadas enanas naranjas- se consideran mejores para la vida avanzada. Pueden arder de forma constante durante decenas de miles de millones de años. Esto abre un vasto espacio de tiempo para que la evolución biológica lleve a cabo una infinidad de experimentos para producir formas de vida robustas. Y, por cada estrella como nuestro Sol, hay tres veces más enanas anaranjadas en la Vía Láctea.

El tipo de estrella aún más abundante llamado enanas rojas (también conocidas como estrellas enanas M) tiene una vida aún más larga. Los planetas situados en la zona habitable de una enana roja, comparativamente estrecha y muy cercana a la estrella, están expuestos a niveles extremos de radiación de rayos X y ultravioleta, que pueden ser cientos de miles de veces más intensos que los que recibe la Tierra del Sol. Los planetas situados en las zonas habitables de las enanas rojas pueden quedar totalmente secos y sus atmósferas pueden desaparecer muy pronto. Las enanas rojas suelen calmarse después de unos cuantos miles de millones de años, pero sus primeros estallidos podrían impedir que sus planetas evolucionen para ser más hospitalarios.

infografía que compara 3 clases de estrellas en nuestra galaxia
Esta infografía compara las características de tres clases de estrellas en nuestra galaxia: Las estrellas similares al Sol se clasifican como estrellas de tipo G; las estrellas menos masivas y más frías que nuestro Sol son las enanas K; y las estrellas aún más débiles y frías son las enanas M rojizas. Las zonas habitables, potencialmente capaces de albergar planetas con vida, son más amplias para las estrellas más calientes. La longevidad de las estrellas enanas rojas M puede superar los 100.000 millones de años. La edad de las enanas K puede oscilar entre 15.000 y 45.000 millones de años. Mientras tanto, nuestro Sol sólo dura 10.000 millones de años. La cantidad relativa de radiación nociva (para la vida tal y como la conocemos) que emiten las estrellas puede ser de 80 a 500 veces más intensa para las enanas M en relación con nuestro Sol, pero sólo de 5 a 25 veces más intensa para las enanas K anaranjadas. Las enanas rojas constituyen la mayor parte de la población de la Vía Láctea, alrededor del 73%. Las estrellas parecidas al Sol sólo representan el 6% de la población, y las enanas K el 13%. Créditos: NASA, ESA y Z. Levy (STScI)

¿Cómo nacen las estrellas?

¿Cómo nacen las estrellas?

Las estrellas nacen de vastas nubes de gas y polvo, conocidas como nebulosas, que se encuentran dispersas en la mayoría de las galaxias. A lo largo de miles o millones de años, la gravedad puede hacer que las bolsas más densas de una nebulosa colapsen por su propio peso. A medida que una nube -que es mayoritariamente de hidrógeno- se colapsa, el material de su centro comienza a calentarse. Este núcleo caliente de la nube en colapso, conocido como «protoestrella», es una estrella en ciernes. Algunas de estas nubes giratorias de gas y polvo en colapso se dividen en dos o tres manchas que forman estrellas. Esto explicaría por qué la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea vienen en pares o en múltiplos. Sin embargo, no todo este material acaba formando parte de la estrella: el polvo restante puede convertirse en planetas y lunas, asteroides y cometas, o simplemente puede permanecer como polvo.

Acompáñanos en un viaje interestelar a través del tiempo y del trabajo de detective científico.

¿Qué es una estrella de la secuencia principal?

¿Qué es una estrella de la secuencia principal?

Cuando pasan millones de años, la temperatura del núcleo de una protoestrella alcanza un punto en el que puede comenzar la fusión nuclear. La estrella comienza entonces la etapa más larga de su vida, llamada «secuencia principal». La mayoría de las estrellas de la galaxia, incluido nuestro Sol, se clasifican como de secuencia principal. Este es un estado en el que la fusión nuclear en la estrella es estable y el hidrógeno se convierte en helio. Este proceso libera una gran cantidad de energía que mantiene la estrella caliente y brillante, y proporciona una presión hacia el exterior contra la increíble masa de material que, de otro modo, haría que la estrella colapsara sobre sí misma. El noventa por ciento de la vida de una estrella transcurre en la fase de la secuencia principal.

¿Qué significa el color de una estrella?

¿Qué significa el color de una estrella?

Cuando observas el cielo nocturno, puedes notar que algunas estrellas brillan más que otras. El brillo de una estrella está relacionado con la cantidad de energía que emite, así como con su proximidad a la Tierra.

Las estrellas también varían de color – porque varían de temperatura. Las estrellas más calientes son azules o blancas, mientras que las más frías son anaranjadas o rojas. Los astrónomos utilizan estas características para clasificar las estrellas de la secuencia principal en categorías por color y temperatura: O (azul), B (blanco-azul), A (blanco), F (blanco-amarillo), G (amarillo), K (naranja) y M (rojo), desde la más caliente y grande hasta la más fría y pequeña. Las estrellas al final de su vida están fuera de la secuencia principal. Entre ellas se encuentran las supergigantes, las gigantes rojas y las enanas blancas.

imagen del Sol y su corona
Una imagen del Sol a 17,1 nanómetros (una longitud de onda ultravioleta extrema) revela la capa atmosférica más externa del Sol: la corona. Créditos: NASA’s Goddard Space Flight Center/SDO

¿Qué tipo de estrella es nuestro Sol?

¿Qué tipo de estrella es nuestro Sol?

Nuestro Sol está categorizado como una estrella de secuencia principal enana amarilla de tipo G. Se prevé que nuestro Sol permanecerá en la fase de secuencia principal durante unos cuantos miles de millones de años más.

Las estrellas pueden vivir durante miles de millones de años, pero su vida puede ser más corta o más larga dependiendo de su tamaño (técnicamente, de su masa). Cuanto más grande (o más masiva) es la estrella, más corta es su vida, ya que las estrellas más masivas queman su combustible nuclear más rápidamente.

¿Cómo se forman los planetas alrededor de las estrellas?

¿Cómo se forman los planetas alrededor de las estrellas?

El gas y el polvo que se arremolinan alrededor de una estrella durante su formación son fundamentales para formar planetas a su alrededor. El polvo contiene elementos pesados como el carbono y el hierro que forman los núcleos de los planetas.

Los científicos creen que los planetas comienzan como granos de polvo más pequeños que el ancho de un cabello humano. Surgen del gigantesco disco de gas y polvo con forma de rosquilla que rodea a las estrellas jóvenes. La gravedad y otras fuerzas hacen que el material del disco colisione. Si la colisión es lo suficientemente suave, el material se fusiona, creciendo como bolas de nieve rodantes. Con el tiempo, las partículas de polvo se combinan para formar guijarros, que evolucionan hasta convertirse en rocas del tamaño de un kilómetro. A medida que estos planetesimales, o planetas en ciernes, orbitan alrededor de su estrella, van eliminando material de su trayectoria, dejando huellas en el espacio vacías salvo por el fino polvo. Al mismo tiempo, la estrella engulle el gas cercano y empuja el material más lejano. Al cabo de unos pocos millones de años, el disco se habrá transformado totalmente, y gran parte de él adoptará la forma de nuevos mundos.

Los ciclos de vida de las estrellas

Los ciclos de vida de las estrellas

Gigantes rojas y enanas blancas

Cuando una estrella media como nuestro Sol se queda sin hidrógeno para fusionarse, la estrella comienza a colapsar. Pero la compactación de una estrella hace que ésta se caliente de nuevo y sea capaz de fusionar el poco hidrógeno que queda en una cáscara que envuelve su núcleo. Esta cáscara de hidrógeno en llamas expande enormemente las capas exteriores de la estrella. Cuando esto ocurre, la estrella se convierte en una gigante roja. Cuando nuestro Sol entre en la fase de gigante roja de su vida, dentro de unos 5.000 millones de años, será tan grande que Mercurio será tragado por completo.

Nuestro Sol gigante rojo seguirá consumiendo helio y produciendo carbono. Cuando el helio se acabe, el Sol volverá a sucumbir a la gravedad. Cuando el núcleo se contraiga, provocará una liberación de energía y el Sol se convertirá en una gigante aún mayor con un radio superior a la órbita de la Tierra.

Estrella gigante roja rodeada de una burbuja de gas
U Camelopardalis, o U Cam para abreviar, es una estrella que se acerca al final de su vida. Cuando las estrellas se quedan sin combustible, se vuelven inestables. Cada pocos miles de años, U Cam expulsa una cáscara casi esférica de gas cuando una capa de helio alrededor de su núcleo comienza a fusionarse. El gas expulsado en la estrella es claramente visible en esta imagen como una débil burbuja de gas que rodea a la estrella gigante roja. Crédito de la imagen: ESA/NASA

Tras unos mil millones de años como gigante roja, el Sol habrá expulsado sus capas exteriores hasta que, finalmente, su núcleo estelar quede expuesto. Esta ceniza estelar muerta (en términos de fusión nuclear) pero todavía ferozmente caliente se llama enana blanca. Las enanas blancas tienen aproximadamente el tamaño de la Tierra, a pesar de contener la masa de una estrella. La presión de los electrones que se mueven rápidamente impide que estas estrellas sigan colapsando. Cuanto más masivo es el núcleo, más densa es la enana blanca que se forma. Por lo tanto, cuanto menor sea el diámetro de una enana blanca, mayor será su masa. Las enanas blancas se desvanecen en el olvido a lo largo de muchos miles de millones de años a medida que se enfrían gradualmente.

Este destino sólo espera a las estrellas con una masa de hasta 1,4 veces la masa de nuestro Sol. Por encima de esa masa, la presión de los electrones no puede soportar el núcleo contra un mayor colapso. Tales estrellas sufren un destino diferente.

Las enanas blancas pueden convertirse en novas

Si una enana blanca se forma en un sistema estelar binario o múltiple, puede experimentar una muerte más agitada como nova. Nova significa «nuevo» en latín: antes se pensaba que las novas eran estrellas nuevas en proceso de nacimiento. Hoy sabemos que son estrellas muy viejas, enanas blancas. Si una enana blanca está lo suficientemente cerca de una estrella compañera, su gravedad puede arrastrar materia (principalmente hidrógeno) de las capas externas de esa estrella hacia ella, acumulándose en su superficie. Cuando se ha acumulado suficiente hidrógeno en la superficie, estalla una explosión de fusión nuclear que hace que la enana blanca se ilumine considerablemente y expulse el material restante. Al cabo de unos días, el brillo disminuye y el ciclo vuelve a empezar. A veces, las enanas blancas especialmente masivas (las que se acercan al límite de masa solar de 1,4) pueden acumular tanta masa de esta manera que colapsan y explotan completamente, convirtiéndose en lo que se conoce como supernova.

Supernova

imagen de una supernova
La muerte de una estrella se ve en una supernova, una explosión tan brillante que puede eclipsar la luz de toda una galaxia. Esta supernova en concreto era de tipo Ia, que se produce cuando una estrella enana blanca extrae material de una estrella compañera cercana, o se fusiona con ella, hasta que se desencadena una violenta explosión. La estrella enana blanca queda destruida y sus restos se precipitan al espacio. Crédito de la imagen: Rayos X: NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al; Óptico: DSS

Las estrellas de más de ocho veces la masa de nuestro Sol están destinadas a morir en una explosión titánica llamada supernova. Una supernova no es simplemente una nova más grande. En una nova, sólo explota la superficie de la estrella. En una supernova, el núcleo de la estrella se colapsa y luego explota. En las estrellas masivas, una compleja serie de reacciones nucleares conduce a la producción de hierro en el núcleo. Una vez conseguido el hierro, la estrella ha extraído toda la energía posible de la fusión nuclear. La estrella ya no tiene forma de soportar su propia masa y el núcleo de hierro se colapsa. En cuestión de segundos, el núcleo se reduce de unos 8.000 kilómetros de diámetro a sólo una docena, y la temperatura se dispara 100.000 millones de grados o más. Las capas exteriores de la estrella comienzan a colapsar junto con el núcleo, pero rebotan con la enorme liberación de energía y son lanzadas violentamente hacia el exterior. Las supernovas liberan una cantidad de energía casi inimaginable. Durante un periodo de días o semanas, una supernova puede eclipsar a toda una galaxia. Asimismo, en estas explosiones se producen todos los elementos naturales y una rica gama de partículas subatómicas.

Estrellas de neutrones y púlsares

Si el núcleo estelar que colapsa en el centro de una supernova contiene entre 1,4 y 3 masas solares, el colapso continúa hasta que los electrones y protones se combinan para formar neutrones, produciendo una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son increíblemente densas. Al contener tanta masa empaquetada en un volumen tan pequeño, la gravedad en la superficie de una estrella de neutrones es inmensa. Al igual que las enanas blancas, si una estrella de neutrones se forma en un sistema estelar múltiple puede acumular gas al extraerlo de las compañeras cercanas.

Las estrellas de neutrones también tienen potentes campos magnéticos que pueden acelerar las partículas atómicas alrededor de sus polos magnéticos, produciendo potentes haces de radiación. Estos haces se desplazan como enormes reflectores a medida que la estrella gira. Si ese haz está orientado de forma que apunte periódicamente hacia la Tierra, lo observamos como pulsos regulares de radiación que se producen cada vez que el polo magnético pasa por nuestra línea de visión. En este caso, la estrella de neutrones se conoce como púlsar.

Agujeros negros

Si el núcleo estelar colapsado tiene un tamaño superior a tres masas solares, se colapsa por completo para formar un agujero negro: un objeto infinitamente denso cuya gravedad es tan fuerte que nada puede escapar, ni siquiera la luz.

Debido a que los fotones son lo que nuestros instrumentos están diseñados para ver, los agujeros negros sólo pueden detectarse indirectamente. Las observaciones indirectas son posibles porque el campo gravitatorio de un agujero negro es tan poderoso que cualquier material cercano -a menudo las capas exteriores de una estrella compañera- es atrapado y arrastrado. A medida que la materia entra en espiral en un agujero negro, forma un disco, llamado disco de acreción, que se calienta hasta alcanzar enormes temperaturas, emitiendo copiosas cantidades de rayos X y rayos gamma que indican la presencia de la compañera oculta subyacente.

Los agujeros negros que están tranquilos y no se «alimentan» activamente de discos de acreción también pueden detectarse indirectamente observando los movimientos de las estrellas cercanas. Por ejemplo, los astrónomos observan el agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de la Vía Láctea viendo cómo las estrellas cercanas giran a velocidades asombrosas que sólo son posibles bajo la influencia de un objeto increíblemente masivo, pero invisible.

De los restos surgen nuevas estrellas y planetas

El polvo y los restos que dejan las novas y las supernovas, así como las gigantes rojas que se desprenden de sus capas exteriores, acaban por mezclarse con el gas y el polvo interestelar circundantes, formando nuevas nebulosas. Los productos creados al final de la vida de las estrellas enriquecen las galaxias con elementos pesados y compuestos químicos. Finalmente, esos materiales se reciclan, proporcionando los bloques de construcción para nuevas generaciones de estrellas y sistemas planetarios.

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