¿Cómo se determina la masa de una estrella?

Nube de formación estelar de la Serpiente
Nube de formación estelar de la Serpiente (NASA)

Prácticamente todo lo que conocemos en el Universo tiene masa, con muy pocas excepciones. Los gluones y fotones son, por el momento, de las pocas cosas que no parecen tenerla. Medir la masa de objetos cotidianos ha sido tecnológicamente bastante fácil desde hace siglos, pero medir la masa de objetos tan distantes y a la vez tan masivos como las estrellas no lo es tanto.

Los astrónomos utilizan diversos métodos indirectos para calcular la masa de las estrellas. En las estrellas binarias se calcula midiendo el tamaño de las órbitas, la velocidad de traslación y los períodos orbitales.

En estrellas individuales la masa se suele estimar mediante el diagrama Hertsprung-Russel (H-R) que relaciona luminosidad, temperatura y masa. La masa de una estrella permite predecir con suma exactitud su evolución desde que nace hasta que muere, y por ello su posición en el diagrama H-R es un buen indicador de su masa.

En la actualidad también se puede medir la masa de una estrella a partir de lentes gravitacionales, que consiste en una curvatura en las ondas de luz producida por objetos muy masivos. Midiendo esta curvatura se puede conocer la gravedad producida por la estrella y con ella su masa, pero las lentes gravitacionales sólo se producen en estrellas supermasivas.

Masa en estrellas binarias

Sirius A y Sirius B fotografiadas por Hubble
Sirius A (grande) y Sirius B (pequeña, abajo a la izquierda), un sistema estelar binario

Las estrellas binarias orbitan entre sí en torno a un centro gravitacional común, de modo que se pueden aplicar las leyes de Kepler para conocer su masa. Primero, se mide la longitud de las órbitas así como los períodos orbitales.

Una vez conocidos estos datos, se aplica la siguiente fórmula que relaciona la gravedad, las órbitas y la masa de los cuerpos:

V = (GM/R)

Dónde V es la velocidad de la estrella, G es la constante de gravitación universal, M es la masa de la estrella y R es la radio de su órbita.

Esta medida tan simple y efectiva, sin embargo, no se puede utilizar para todas las estrellas, solo en sistemas binarios y múltiples.

Diagrama de Hertsprung-Russel

Diagrama Hertsprung-Russel
Diagrama Hertsprung-Russel

Las estrellas con diferente luminosidad y temperatura tienen masas diferentes. Con esta información de estrellas de masa conocida, como las de sistemas binarios, se crea el diagrama Hertsprung-Russel. Al encontrar una nueva estrella, se mide su luminosidad y temperatura, se extrapola al diagrama de Hertsprung-Russel y de esta forma se puede estimar la masa de la estrella en cuestión.

El uso de este diagrama para estimar la masa estelar es limitada a ciertos rangos, especialmente a la llamada secuencia principal, que es la franja central con forma sinuosa que se puede ver en el diagrama anterior.

Masa y evolución estelar

Los modelos estelares tienen una excelente predicción de como las estrellas nacen, se desarrollan y mueren, y el principal dato para realizar estas predicciones es la masa con la que nace la estrella, la “masa inicial”.

Las estrellas de menor masa suelen más frías y más tenues que las estrellas más masivas. Conociendo la temperatura y el color de la estrella ya es posible estimar su masa a través del diagrama de Hertsprung-Russel, los modelos de evolución estelar y la comparación con estrellas de masa conocida, como las estrellas de sistemas binarios.

Pero una estrella va perdiendo masa a medida que envejece. Las estrellas van consumiendo su material nuclear y perdiendo masa durante millones de años hasta que eventualmente el combustible se agota y mueren expulsando la mayor parte de su masa hacia el espacio.

Las estrellas de tamaño mediano, como el Sol (clasificada como una enana amarilla), consumen su combustible poco a poco hasta que comienza a fusionar helio y se convierte en una gigante roja. Cuando se agota el helio, el Sol expulsará gran parte de su material y la densidad de su núcleo hará que se contraiga hasta convertirse en una enana blanca.

Las estrellas supermasivas, por el contrario, consumen su combustible de forma muy rápida y explotan de forma violenta en supernovas. Predecir el nacimiento, evolución y final de los diferentes tipos de estrellas es todo posible con solo conocer su masa.