El complicado proceso que lleva a una estrella a su muerte
No todas las estrellas mueren igual. Pero algo que todas comparten es que esa muerte no es instantánea, sino que es un complicado proceso que puede llevar millones de años hasta completarse. Supernovas, gigantes rojas o enanas blancas son algunos estadios por los que puede pasar una estrella en su camino al cementerio cósmico.
No todas las estrellas mueren igual. Pero algo que todas comparten es que esa muerte no es instantánea, sino que es un complicado proceso que puede llevar millones de años hasta completarse. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en lo que se conoce como “secuencia principal”. El Sol por ejemplo pasará en este estado un total de unos diez mil millones de años, de los cuales ya ha vivido aproximadamente la mitad. Todas las estrellas considerablemente menos masivas que el Sol aún están vivas, incluso las que nacieron cuando el universo tenía apenas unos cientos de millones de años. Algunas de ellas brillarán durante billones de años. Las estrellas más masivas, decenas y cientos de veces más masivas que el Sol, recorren todo el ciclo en apenas unos millones de años y la mayoría de ellas murieron hace ya mucho tiempo.
Gracias a la ingente cantidad de estrellas que contiene cada galaxia podemos observar astros en momentos muy diferentes de sus vidas, y aunque una vida humana (o incluso la vida de nuestra civilización) sea un suspiro en comparación con la vida de una estrella, podemos estudiar cómo evolucionan con el tiempo de este modo. Durante la secuencia principal una estrella fusiona núcleos de hidrógeno para dar lugar a helio. Esto puede hacerlo directamente o utilizando otros núcleos, como el de carbono, como paso intermedio. Mientras ocurre esta fusión la estrella se encuentra en un equilibrio increíblemente estable: la gravedad de la estrella, que intenta comprimirla constantemente, es contrarrestada por la presión provocada por las altísimas temperaturas del interior, que intentan expandir la estrella. Si por lo que sea disminuyera esa presión hacia fuera la gravedad ganaría momentáneamente, comprimiendo la estrella y calentándola, aumentando la presión y contrarrestando de nuevo a esa gravedad.
Cuando se agota el hidrógeno del núcleo este equilibrio desaparece, pues ya no pueden producirse las mismas reacciones de fusión nuclear que ejercían esa presión. Es entonces cuando empieza el fin de los días de la estrella. Sin embargo, el aspecto de este fin será muy diferente para las distintas estrellas y dependerá principalmente de la masa de cada estrella. La principal diferencia se da entre las estrellas que tienen más de 8 veces la masa del Sol y aquella que tienen menos de 8 veces la masa de nuestra estrella. Nos centraremos en las estrellas menos masivas, que de las otras ya se ha hablado mucho.
En una estrella como nuestro Sol el núcleo se va llenando de helio poco a poco, aumentando su concentración hasta que tras aproximadamente diez mil millones de años se forma un núcleo compuesto íntegramente de helio. La zona de fusión de hidrógeno se traslada hacia el exterior de la estrella y el núcleo se va llenando del helio que se forma. Pero este helio necesitaría temperaturas mucho más altas para empezar él mismo a fusionarse, de modo que cuanto más helio se acumula, menor es el ritmo de fusión nuclear en esa zona y menor la presión que se ejerce para contrarrestar la gravedad. Llega un momento en que esta última fuerza se sobrepone y consigue contraer el núcleo de la estrella.
Al contraerse por la gravedad todo el interior de la estrella empieza a calentarse rápidamente, pasando de las decenas de millones de grados a los cien millones de grados. Mientras esto ocurre el hidrógeno que rodea al núcleo de helio empieza a fusionarse cada vez más rápido, pues tiene más energía para hacerlo. Este ritmo seguirá aumentando hasta que en el núcleo de la estrella se alcancen las temperaturas necesarias para fusionar helio (si es que se alcanzan) y mientras esto ocurre las capas más externas de la estrella, en las que no ocurre ningún tipo de fusión nuclear, reciben el calor del interior y comienzan a expandirse. La estrella ha entrado en la fase de gigante roja. Todo el proceso que lleva a una estrella como nuestro Sol desde la secuencia principal hasta una gigante roja puede durar unos 100 millones de años.
Nada más empezar la fusión del helio del núcleo la densidad es tan grande que se produce una reacción en cadena y el núcleo “arde” descontroladamente. Al ser una estrella tan grande, este núcleo tarda unas horas en alcanzar el equilibrio tras este flash de fusión de helio, momento en el cual vuelve a expandirse para recuperar el antiguo equilibrio entre presión y gravedad, solo que con valores diferentes a los iniciales. El núcleo de helio sigue rodeado de las capas infladas de hidrógeno, por lo que en este estadio de sus vidas, las estrellas serán más luminosas que en la secuencia principal pero su superficie será más fría, mostrando un color más anaranjado del que mostraban originalmente. Las altas temperaturas y la menor cantidad de fuel harán que esta fase dure mucho menos que la secuencia principal, tan solo unos diez millones de años.
La fusión del helio del núcleo estelar formará carbono que, otra vez, no podrá fusionarse por no haber temperatura suficiente. Se repetirá el proceso anterior en el que el núcleo se encogía y calentaba, aumentando el ritmo de fusión de las capas de helio e hidrógeno y expandiendo las capas más externas de la estrella, que pasará a la fase de supergigante roja. Si la estrella tuviera más masa podría volver a repetirse este proceso, con el carbono fusionándose para dar lugar a elementos cada vez más pesados. Pero una estrella como nuestro Sol no tiene suficiente masa, por lo que a partir de este momento sus días están contados. Las capas más externas de la estrella continúan expandiéndose hasta que acaban perdiéndose, dispersándose y formando una nebulosa alrededor del cadáver de la estrella.
Este cadáver es lo que conocemos como una enana blanca. El núcleo de carbón increíblemente caliente que queda atrás tras la expulsión de las capas externas. Este núcleo es tan brillante por el calor residual que conserva, pues como ya hemos dicho en él no se produce ninguna reacción más de fusión nuclear. Por tanto, técnicamente, las enanas blancas no son estrellas, de la misma forma que no lo eran las estrellas de neutrones. Estas enanas blancas pueden llegar a acumular masas tan grandes como la del Sol en un tamaño similar al de la Tierra. Durante miles de millones de años irán enfriándose, emitiendo el calor residual al espacio y convirtiéndose con el tiempo en enanas blancas, auténticos cadáveres de estrellas.
Referencias:
- Laughlin, Gregory et al, 1997, "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1), doi:10.1086/304125
- Adams, Fred C. et al, 1997, "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects". Reviews of Modern Physics. 69 (2), doi:10.1103/RevModPhys.69.337
- Eric Chaisson, Stephen McMillan, 2017, Astronomy Today, Prentice Hall
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