Los estudios geológicos más recientes señalan que la edad de las rocas más
antiguas de la Tierra, tienen unos 4.500 millones de años. Como nuestro planeta
debería haberse formado después que el Sol, es evidente que la edad del Sol
debe ser algo mayor.
Por otra parte, la Biología ha demostrado que la vida sobre la Tierra
existe desde unos 3.000 millones de años, algo que sugiere que el Sol, durante
ese intervalo, ha emitido energía de la misma manera y no debe haber soportado cambios
considerables; si los hubiese tenido, la vida en la Tierra probablemente habría
desaparecido. Esta idea implica que el Sol es estable: no cambia su brillo ni sus dimensiones. Algo
similar parece ocurrir con la mayoría de las estrellas. En este punto los
astrónomos se han hecho la siguiente pregunta: ¿Cómo es posible que una
estrella (el Sol, por ejemplo) pueda mantenerse estable y brillar por tan largo
tiempo?
Ya definimos una estrella como una enorme masa de gas que genera luz; por
lo tanto, para comprender su estructura interna es necesario conocer las
propiedades de los gases. De acuerdo a las leyes físicas los gases se comportan
de manera similar en la Tierra que en el espacio extraterrestre: sus
propiedades son semejantes en cualquier lugar del universo. Y una de sus
características es la capacidad de expandirse, es decir, de aumentar su
volumen. Si un gas se encuentra herméticamente encerrado en un recipiente
sucederá que, durante su expansión natural, ejercerá cierta fuerza sobre las
paredes que lo contienen, la cual define la presión del gas. Esa presión depende de la temperatura a
que se encuentra el gas: a mayor temperatura, mayor presión en el gas.
A su vez la temperatura se vincula directamente con la velocidad con que se mueven los átomos (y/o
moléculas) que componen el gas; así, cuanto mayor sea la temperatura, mayor
será la velocidad de los átomos y mayor la presión del gas.
Pero una estrella no está contenida en ningún recipiente, por lo que cabe
esperar que el gas que la compone se expanda libremente haciendo que se dilate
y aumente el volumen de la estrella. A su vez la presión del gas en el interior
estelar será siempre de adentro hacia afuera y en todas las direcciones. De no
existir otra fuerza que equilibre a la presión del gas, la estrella se dilatará
indefinidamente; por consiguiente desaparecería como tal al dispersarse
totalmente el gas.
Pero existe un fenómeno que se opone a la presión del gas: es la fuerza de atracción gravitatoria. Esta fuerza trata de comprimir la
estrella hacia su centro; su sentido es obviamente, de afuera hacia adentro,
verificándose que actúa también en todas las direcciones.
Cuando los astrónomos dicen que una estrella es estable,
entonces están refiriéndose al equilibrio entre esas dos acciones: la presión
del gas y la fuerza gravitaría. De esta manera, un estado de equilibrio indica
que no hay un predominio de una acción sobre la otra.
Así, en cualquier punto de la estrella, la temperatura debe ser tal que
permita una igualdad entre la presión del gas y el peso de las
capas de gas que conforman. Como ese peso aumenta hacia el centro la
temperatura también debe aumentar en el mismo sentido para que la presión del
gas pueda contrapesarlo y así mantener estable al astro.
Ese equilibrio parece subsistir siempre. En caso que la presión del gas no
resulte suficiente para equilibrar el peso de las capas externas, la estrella
se contraerá hasta un punto tal que la presión del gas pueda balancearla y
hacer estable a la estrella. Sin embargo, existe otra: la presión de la luz. Esta acción, que también depende de la
temperatura, tiene el mismo sentido que la presión del gas y colabora en
contrarrestar los efectos gravitatorios. Para estrellas pequeñas (como el Sol),
su efecto es ínfimo ya que la cantidad de radiación que emiten es débil. En
cambio, estrellas de mucha masa y de grandes dimensiones (como las
denominadas “supergigantes”), tienen una temperatura interior muy elevada, y por consiguiente su
temperatura superficial también lo es; en estos casos la presión de la luz toma
valores importantes y no puede dejar de tenerse en cuenta.
Estrellas con altas temperatura (medidas en escala Kelvin), significa hablar
de valores entre 40.000 K y 50.000 K; estrellas de menor temperatura, en cambio, significa hablar del orden de los 2.500 K. Sin embargo hay estrellas con
temperaturas todavía menores que esta última, y que sólo pueden ser observadas
con detectores especiales, ya que su radiación es invisible para nuestros ojos
(se trata de radiación infrarroja). Todas las temperaturas mencionadas
corresponden a las superficies de las estrellas; en sus interiores la
temperatura alcanza valores mucho más altos, llegando al máximo en sus centros,
en donde sobrepasaría los 10 millones de grados. La temperatura superficial de
una estrella se obtiene del análisis de su luz, recogida en la Tierra a través
de telescopios. Las estrellas e coloración rojiza, tienen una temperatura
superficial, menor que otras, mientras las de color azul, poseen la mayor
temperatura superficial. Todas las estrellas se agrupan en "Tipos Espectrales", según su color y Temperatura superficial, cada uno se identifica con una letra y se subdivide en una escala de 0 a 9, donde nuestro Sol se clasifica como una estrella G2. (Ver cuadro de “Relación entre el color y la T. de las
estrellas”- Fig-1).
Las altas temperaturas de las profundidades estelares producen determinados
procesos físicos que afectan especialmente a los núcleos de los átomos del gas. Esos procesos
dan lugar a la producción de energía en una región que rodea el centro de la
estrella; allí, el Hidrógeno se transforma espontáneamente en Helio, mediante el fenómeno conocido como fusión nuclear, ya trabajado
antes.
Fig-1.
