FÍSICA:ENSEÑANZA Y CURIOSIDADES: VIDA, MUERTE Y REACCIONES EN LAS ESTRELLAS

Las estrellas nacen, evolucionan y mueren.
Su aparición, su vida y su muerte no son de ninguna manera caóticas, sino que obedecen a reglas precisas que la astrofísica moderna empieza a desentrañar.
En esta entrada nos adentraremos en el nacimiento de una estrella, los procesos que rigen su existencia y su muerte final.

NACIMIENTO DE UNA ESTRELLA
El universo está formado por multitud de nubes de gases y polvo constituidas fundamentalmente por átomos libres de hidrógeno.

Las nubes de Hidrógeno también contienen otros elementos, como el Helio, Nitrógeno, Carbono y varios elementos químicos, además de algo importante que es el polvo.
A esta mezcla de elementos nosotros las llamamos Nubes Moleculares, sin embargo, estas nubes son casi enteramente de Hidrógeno, normalmente el 90% del total de los elementos.
Cuando grandes nubes moleculares se juntan, nosotros las llamamos regiones de formación estelar.
Sus densidades son infinitesimalmente pequeñas en comparación con la de, digamos, la atmósfera de
la Tierra.
Pues bien, del gas libre que constituye a estas nubes se forman las nuevas estrellas.
¿Cómo empieza el proceso?

Estas nubes de gas y polvo son muy frías, además son estables, es decir que son nubes y seguirán siendo nubes por cientos de millones de años, a menos que algo las perturbe. Las perturbaciones provocan que la nube pierda su equilibrio y comience un colapso.

Debido a alguna perturbación una parte de la nube comienza a contraerse ayudada por la atracción mutua de las partículas que la forman.

Una nube de gas molecular perturbada se segmenta en pequeñas esferas. Conforme la nube se colapsa a cada una de estas esferas, la temperatura de cada una de ellas aumenta. Al aumentar la temperatura, aumenta la presión y si la masa de la nube molecular es mucho mayor a la presión interna de la propia estrella, ésta se seguirá colapsando, en otro caso, la esfera de gas entrara de nuevo en equilibrio y no se formará ninguna estrella.

Este proceso de contracción, llamado colapso gravitacional, hace que la densidad de la porción de la nube en colapso aumente más y más hasta que se constituye en un núcleo de alta densidad del cual se formará una nueva estrella.

Si la nube es lo suficiente masiva, entonces el colapso continuará, la temperatura seguirá aumentando hasta un punto donde en el núcleo de la nube comenzarán a haber reacciones nucleares.

Las primeras reacciones nucleares que nos interesan en el comienzo de una estrella son la conversión de Hidrógeno a Helio.

Aquí encontramos un punto importante en el descubrimiento de la energía de una estrella, ¿de dónde saca una estrella la energía suficiente para mantener toda su estructura?

A causa de las temperaturas muy altas que reinan en el centro de una estrella, todas las partículas están muy agitadas. Electrones y núcleos no pueden asociarse en átomos y la materia entonces es ionizada, es decir, formada de electrones y núcleos libres. Las colisiones entre núcleos son muy numerosas, y dos núcleos pueden, a veces, pegarse uno al otro y fusionarse para dar origen a un nuevo núcleo, es lo que se llama una reacción nuclear.

En la estrella, constituida esencialmente por hidrógeno, el resultado final de un conjunto de reacciones nucleares es la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio (constituido de dos neutrones y dos protones). La propiedad notable de esta reacción reside en el hecho de que la masa de un núcleo de helio es ligeramente inferior a la suma de las masas de cuatro protones. La reacción nuclear de fusión se acompaña, pues, de una pérdida de masa. Y como nos enseñó Einstein en su teoría de la relatividad, la masa no es más que otra forma de energía o por decirlo de otra manera, masa y energía son dos maneras de expresar lo mismo.
En el centro de la estrella, la pérdida de masa que acompaña la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio corresponde, pues, a una liberación de energía considerable.

Debemos comentar que una estrella se caracteriza por su masa y su luminosidad o velocidad de quema de combustible, las estrellas con más masa, queman antes todo su combustible debido a que su luminosidad es mayor, es decir, una estrella de masa dos veces el Sol tendrá un combustible también dos veces mayor sin embargo su luminosidad aumenta 10 veces siendo la duración de la estrella 5 veces inferior a la del Sol.

Esto es debido a que en la estrella luchan dos fuerzas, la fuerza gravitatoria que fue la que comprimió las nubes de polvo y formó la estrella pero que sigue comprimiendo y la presión interior que lucha por estabilizar la estrella, si una estrella posee cada vez más masa, su gravedad será mayor y por tanto la quema de combustible que estabilice la estrella tendrá que ser mayor.

Una estrella es estable y mantiene más o menos la misma luminosidad, temperatura superficial y tamaño durante aproximadamente el 90 % de su vida.

En este momento de su evolución, la estrella se encuentra en equilibrio hidrostático.
En este estado se dice que la estrella está en la secuencia principal.

MUERTE DE UNA ESTRELLA
Durante su vida adulta, las estrellas producen luz y calor mediante procesos de fusión termonuclear que ocurren en su interior. Es tan grande la masa de una estrella y tan eficiente el proceso nuclear, que la producción de energía puede ser mantenida por muchísimo tiempo.
Pero no es el mismo tipo de muerte el que espera a todas las estrellas. Su destino lo determinará que sean ligeras o pesadas.
Son ligeras las estrellas cuya masa es menor a seis veces la del Sol; es decir, que nuestro Sol está dentro de la categoría de las estrellas ligeras.
La clasificación de las estrellas la realizamos dependiendo de su masa, viendo si esta es menor a seis veces la del Sol, si es entre 6 y treinta veces la masa del Sol o si es más de 30 veces la masa del Sol.

Masa menor a 6 veces la del Sol

Por efecto del viento solar, la estrella seguirá rotando cada vez de manera más lenta, pero su frenado será ligero, ya que el viento solar actual y futuro es un viento tenue. Posiblemente la actividad magnética también continuará disminuyendo y las ráfagas serán menos violentas.
Pero los cambios más importantes se irán originando en el interior de la estrella, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, la estrella se hará más caliente y más brillante.
En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y a pesar de no estar diciendo las consecuencias que han ido teniendo los procesos sobre la Tierra, si tenemos en cuenta que esta estrella será el Sol, decir que en ese momento se derretirán los casquetes polares completamente.

Una vez consumido todo el hidrógeno, la estrella tendrá únicamente helio en su núcleo, una luminosidad el doble que la anterior y su tamaño habrá aumentado un 40%.
Esto originará que en su núcleo ya no haya reacciones nucleares y por tanto no exista una presión capaz de mantener a raya a la gravedad, lo que provocará que la estrella empiece a contraerse, esto provocará una disminución de tamaño y un aumento de temperatura lo que hará que la estrella empiece a usar el hidrogeno de las capas circundantes del núcleo agotado.
Esto provocará una nueva expansión y la estrella poseerá un tamaño tres veces el inicial y su luminosidad será tres veces la inicial también.
Cuando esa estrella llegue a ser el Sol, provocará que todos los océanos hiervan y se evaporen.

La estrella será entonces lo que se conoce como una subgigante roja, pues su temperatura superficial disminuirá y su apariencia se tornará rojiza.
Después la estrella seguirá creciendo y su luminosidad irá en aumento mientras que su superficie se tornará más fría; al final de esta etapa será una gigante roja de color intenso, con un diámetro 100 veces mayor que su tamaño inicial y una luminosidad 500 veces más intensa.
Cuando le ocurra al Sol, Mercurio será tragado y la superficie de la Tierra será lava fundida.

Lo que pasa después es ya conocido, la estrella se vuelve a quedar sin hidrógeno lo que provoca otra contracción y otro aumento de temperatura, la temperatura entonces será de 100 millones de grados.
A esta temperatura, el helio, que hasta entonces había sido sólo un material residual, producto de la quema del hidrógeno, se convierte en un nuevo combustible con el que se iniciarán nuevas reacciones de fusión, ahora de núcleos de helio para formar núcleos de carbono con renovada liberación de energía; esto calentará aún más el núcleo y las reacciones de fusión se acelerarán, aumentando a su vez la temperatura central de la estrella hasta un valor de 300 millones de grados.
El encendido del helio en el núcleo de la estrella será un suceso explosivo que se llevará a cabo en unos cuantos minutos, por lo que se le conoce como "el estallido del helio".
Esta explosión arrojará al espacio una cantidad considerable de la masa de la estrella, tal vez un tercio de ella, después de lo cual la masa restante se contraerá y la estrella se reducirá a sólo 10 veces su tamaño actual y su color se volverá anaranjado debido a una mayor temperatura superficial.
Esto es importante ya que, después del estallido del helio, la estrella será ya inestable y sufrirá una serie de oscilaciones en periodos relativamente cortos.
Pero su luminosidad seguirá aumentando y volverá a crecer quizá hasta un tamaño de 25 veces el inicial.
Sin embargo, ahora sus capas externas serán tan diluidas y su núcleo tan pequeño debido a esa explosión anteriormente nombrada, que su radiación misma acabará por barrer toda su envoltura gaseosa dejando desnudo su centro mismo y formando lo que se conoce como una nebulosa planetaria.

Finalmente toda la envoltura de la estrella se difundirá y lo que quedará será sólo una pequeña estrella de la mitad de la masa de la estrella inicial, donde el material se hallará en un estado de altísima compresión.
Si hablásemos del Sol, estaría ocupando una esfera de diámetro similar al de la Tierra, un centésimo del diámetro del mismo en nuestros días.
Su temperatura superficial será muy alta, del orden de 10 000 grados, por lo que se verá brillar con luz blanca; la estrella se habrá convertido entonces en una enana blanca.
Su luminosidad será entonces de un milésimo de la inicial.

Si has sobrevivido a todo lo anterior deberías saber que la Tierra se enfriará nuevamente y tal vez, si logró retener sus nubes, las cuencas de sus océanos se llenarán de nuevo.
El núcleo, ya casi en su totalidad de carbón, del Sol que ha quemado ya su helio, nunca alcanzará temperaturas suficientemente altas para quemar el carbón.
De ahí en adelante la estrella seguirá encogiéndose y enfriándose, aunque tal vez tenga todavía algunos estallidos que lo abrillanten en forma momentánea.
Pero ahora ya se dirige hacia su fin; al enfriarse se volverá gradualmente amarillo y después rojo y finalmente, después de algunos miles de millones de años, se extinguirá para siempre dejando eternamente helado y en tinieblas a su sistema de planetas.

Masa entre 6 y 30 veces la del Sol

A las estrellas con masa mayor a seis veces la del Sol, que hemos llamado pesadas, les espera un destino aún más espectacular y cataclísmico.
Una vez agotado el combustible nuclear, la estrella se encuentra repentinamente sin presión interna que detenga a la atracción gravitacional.
La estrella se colapsa rápida y violentamente.
Esto crea en su interior presiones elevadísimas, fusionando a los protones y electrones para crear neutrones y liberando energía en gran cantidad.
Las capas exteriores de la estrella absorben esta energía y salen disparadas hacia afuera, mientras el núcleo continúa su colapso.
Las capas exteriores se expanden a grandes velocidades formando bellas nebulosidades que son testigos mudos de la violenta explosión, fenómeno que se conoce como supernova.
En otra entrada exploraremos los tipos y reacciones en las supernovas.
Durante los primeros meses que siguen a la explosión, la supernova alcanza el brillo de mil millones de soles.

Si la estrella tenía una masa entre seis y treinta veces la masa del Sol, el núcleo en colapso logra estabilizarse. Éste está formado exclusivamente de neutrones, y de ahí su nombre, estrella de neutrones.
¿Se observan en el cielo este tipo de estrellas? Con un telescopio que capte luz visible no se les puede detectar porque son pequeñísimas, como de unos 10 kilómetros de radio, y emiten muy poca luz visible. Sin embargo, poseen en su superficie regiones que emiten intensas ondas de radio que sí pueden ser estudiadas.
Como las estrellas de neutrones rotan velozmente, actúan como un faro cósmico. Cada vez que dan una vuelta, la región que emite ondas de radio apunta hacia la Tierra.
Sus características son casi increíbles. Las estrellas de neutrones son densísimas; el contenido de una cuchara de la materia que forma una estrella de neutrones pesa más que cien millones de elefantes.

Imagen ficticia

Masa 30 veces mayor que la del Sol

Si la estrella tenía originalmente más de treinta veces la masa del Sol, su núcleo continúa colapsándose más allá de la etapa de estrella de neutrones hasta formar un agujero negro.

En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones.
Por lo que este proceso comportaría la emisión de un número elevado de neutrinos.
Esto originaría lo que hemos visto antes llamado estrella de neutrones.

Pero si la masa es, como estamos viendo, brutalmente alta, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta enormemente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implosionan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro, que es una región del espacio-tiempo limitada por el llamado horizonte de sucesos.
Los agujeros negros tienen muchas particularidades interesantes sobre las que profundaremos en posteriores entradas.