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Redacción:
Las estrellas funcionan fusionando átomos de hidrógeno en su núcleo y convirtiéndolos en helio (como comentaba en esta otra entrada). La reacción libera una cantidad tremenda de energía, calentando muchísimo el gas que compone la estrella e, igual que un pedazo de metal se pone al rojo vivo al calentarse, la estrella empieza a brillar.
Pero fusionar dos átomos de hidrógeno no es nada fácil: para que dos átomos de hidrógeno se puedan combinar entre ellos para formar helio, tienen que encontrase en el núcleo de una estrella, sometidos a unas condiciones de presión y temperatura extremas.
En el núcleo del sol, por ejemplo, la fusión se desarrolla a una presión de entre 100.000 millones y 340.000 millones de atmósferas y genera temperaturas de unos 15 millones de grados centígrados.
Estas condiciones son un resultado directo de la propia masa de la estrella: cuanto más masiva es una estrella, más fuerte es su campo gravitatorio y, por tanto, mayor es la presión en su núcleo. Como existe una presión mínima necesaria para desencadenar las reacciones de fusión nuclear, eso significa que existe un límite de masa que marca cuándo una estrella tiene la masa suficiente como para que en su núcleo tenga lugar la fusión nuclear. Y, por debajo de este límite, la fusión nuclear no ocurre, por supuesto.
La estrella más pequeña conocida es la enana roja AB Doradus C, con una masa que equivale a 0,089 veces la de nuestro sol. Pero, aunque lo parezca, esta cifra no es pequeña: el sol es inmenso, así que esta pequeña estrella contiene, en realidad, una masa 93 veces mayor que la de Júpiter.
Esta estrella se encuentra cerca del límite de la fusión nuclear: la masa mínima teórica para que una nube de gas se «encienda» y se convierta en una estrella es de unas 0,072 masas solares… O, lo que es lo mismo, una masa 75 veces mayor que la de Júpiter (que ronda las 0,00095499 masas solares). Por debajo de este valor, no hay suficiente masa ejerciendo presión sobre el núcleo como para poder forzar los átomos de hidrógeno a que se combinen entre sí.
Así que, a menos que otros 74 «júpiteres» choquen con nuestro Júpiter actual y formen un cuerpo aún más grande, en nuestro sistema solar no va a aparecer una segunda estrella. Y, en este escenario en el que 74 gigantes gaseosos entre en nuestro sistema solar, tendríamos mayores problemas de los que preocuparnos que la posible estrella que pudieran formar tras su colisión.
¿Y no existe alguna otra cosa que brille y no sea tan grande?
Hay una clase de objetos con masas de entre 0,013 y 0,072 masas solares que, aunque no pueden fusionar átomos de hidrógeno, la presión en su núcleo es suficiente para fusionar deuterio (del que hablaba en esta otra entrada). Este proceso proceso requiere condiciones de presión y temperatura menos extremas, pero también desprende una cantidad mucho menor de energía.
A estos cuerpos se les llama enanas marrones y, aunque se las suele tratar de estrellas, en realidad son objetos sub-estelares, estrellas fallidas que no tienen suficiente masa (y por tanto no se calientan lo suficiente) como para brillar más allá del color rojo apagado en el espectro visible. Aun así, Júpiter necesitaría tener como mínimo 13 veces su masa actual para que su núcleo estuviera sometido a la presión suficiente como para fusionar deuterio y convertirse en una enana marrón.
Se mire como se mire, es imposible que Júpiter empiece a brillar.
¿Si hablamos de cosas que tienen varias veces la masa de Júpiter, cómo es que parecen tan pequeños en comparación? ¿Algo con 13 veces la masa de Júpiter no debería ser muchísimo más grande?
Recordemos que, aunque veamos las cosas en dos dimensiones en las fotos, hablamos de cuerpos tridimensionales. Cuando el volumen crece en tres dimensiones, el tamaño aumenta en proporción a cada una de ellas. Si, por ejemplo, tenemos una caja de 2x2x2 metros, u 8 metros cúbicos, y duplicamos su tamaño, obtenemos una caja de 4x4x4 metros, o 64 metros cúbicos cúbicos.
