Las
estrellas, como casi cualquier entidad física, siguen un proceso de nacimiento, evolución y muerte.
A diferencia de nosotros, la
vida de una estrella se mide en miles de millones de años, pero esto no
impide que podamos estudiar su evolución y podamos describir cómo nacen y cómo
desaparecen. Nuestro Sol
no es una excepción, y aunque nos parezca que siempre estará ahí, un día morirá después de haber
destruido la Tierra
y otros planetas.
Las
estrellas nacen en grandes nubes de gas interestelar
desperdigadas por el espacio: las nebulosas. El modelo más simple de su nacimiento explica que
en las nebulosas hay zonas
que, al ser algo más densas que las otras, empiezan a atraer más y más gas por efecto de la gravedad.
La gravedad es más intensa
cuanto mayor sea el cuerpo que la origina. A medida que estas zonas
acumulan más y más gas, su tamaño aumenta y su gravedad también. La gravedad es la causa que las
estrellas nazcan.
El
gránulo de gas inicial se denomina protoestrella y poco a poco va acumulando más gas a su
alrededor. Esto hace que las partículas de gas choquen entre ellas, produciendo un aumento de la
temperatura. Cuando se logra una cierta cantidad de gas y éste se ha
calentado lo suficiente, la
protoestrella se enciende, como una cerilla. Ha nacido una estrella.
Pero el encendido de una estrella no es igual que el de las cerillas o los
mecheros. En realidad es mucho más complejo. En las estrellas se producen reacciones nucleares,
unas reacciones muy diferentes a aquellas que ocurren en las llamas habituales,
donde
el oxígeno reacciona con un combustible para producir calor y luz. La
estrella es una enorme masa de gas, casi toda formada de hidrógeno, aunque contiene también una mezcla de
otros elementos en menor proporción. Los átomos de hidrógeno, cuando se encuentran en altas
densidades y a altas temperaturas, como las que hay en el interior de
una protoestrella, pueden
fusionarse de manera espontánea y formar helio. Esta reacción va acompañada de la
liberación de muchísima energía. Cuando esto sucede, la estrella "se enciende" e inicia su
vida, liberando energía en forma de calor y luz, y consumiendo hidrógeno
para transformarlo en helio.
La vida
de una estrella depende de la cantidad de combustible que tenga y del ritmo al
cual lo consuma. Una estrella muy grande, como una gigante azul, tiene mucho hidrógeno para quemar. Pero lo hace a tal velocidad que su vida es corta, mucho
más corta que la de estrellas más pequeñas como el Sol. En menos de unos pocos centenares
de millones de años un gigante azul puede consumir todo su hidrógeno, mientras
que las estrellas más modestas pueden respirar tranquilas durante 5.000
millones de años.
Mientras
la estrella tenga combustible en forma de hidrógeno, no sufrirá ningún síntoma
de envejecimiento, no se alterará. Se encontrará en una situación
de equilibrio, una lucha
entre la gravedad y el calor. La gravedad es una fuerza que hace que las cosas
se aglomeren. El calor, en cambio, hace que las partículas se separen.
La gravedad en las estrellas es inmensa y atrae la masa estelar hacia su centro
con gran intensidad.
En cambio, el calor producido por las reacciones
nucleares empuja la masa hacia fuera, evitando que la estrella se colapse.
El
equilibrio interno entre gravedad empujando hacia adentro y calor
empujando hacia afuera dura
la mayor parte de la vida de una estrella. Tras más de 4500 millones de
años que ya lleva en marcha, nuestro Sol continuará otros 4500 millones de años
más fusionando hidrógeno con tranquilidad.
Llega un
momento en que el hidrógeno se acaba. A medida que el cometa
acumula helio procedente de la fusión del hidrógeno, más difícil resulta esta reacción.
En este punto, la fusión
de hidrógeno es tan baja que no sirve para frenar la gravedad. La
estrella se contrae y se
calienta todavía más. En
estas condiciones el helio puede empezar a fusionarse, igual que lo
hacía el hidrógeno, en un
proceso complejo que acaba dando berilio. Estas reacciones hacen que el núcleo de la estrella esté
mucho más caliente que en la fase anterior, llegando a los 100 millones de grados Kelvin.
Esto hace que la estrella empiece
a crecer hasta unas 100
veces su tamaño normal: el calor de su núcleo empuja con más fuerza las
capas externas. El resultado es una gigante roja o una supergigante roja, según
la masa original de la estrella. Es decir, una estrella más caliente en su núcleo, más fría en su
superficie, más grande y menos densa, de un color rojizo. Cuando el Sol entre
en esta fase, se hinchará hasta tragarse Mercurio, Venus y la Tierra. La vida en
nuestro planeta, si es que no lo ha hecho antes, desaparecerá.
Afortunadamente, todavía quedan 4500 millones de años.
Dependiendo
de la masa inicial de la estrella, su final será uno u otro. Una
estrella que sea más
pequeña que el triple del tamaño del Sol, evolucionará a su fase de gigante roja hasta
agotar nuevamente todo el helio de su núcleo. Continuará entonces fusionando el helio en sus capas
externas y se irá haciendo más y más inestable. Se expandirá y se contraerá
repetidamente, puesto que los ritmos de producción de energía son más
inestables que en las fases anteriores. Lanzará chorros de gas interno, se contraerá y volverá a
calentarse. En estos ciclos de colapso y expansión, se liberará de las capas
externas de material. Así,
creará lo que denominamos nebulosas planetarias, que acumulan material
para futuros nacimientos de estrellas. Quedará en el centro una estrella muy pequeña y densa,
denominada enana blanca. Una enana blanca es casi todo carbono y es prácticamente inactiva.
Solamente una parte de aquello que fue una estrella brillante y activa.
Cuando la
estrella es grande, su final es todavía más espectacular. Su núcleo se compacta a
temperaturas tan altas que no solamente el helio y el berilio se fusionan para
producir carbono, sino que todos los elementos empiezan a fusionarse en cadenas
muy complejas de fusión, hasta llegar al hierro. El hierro es el final de la cadena de elementos
que se fusionan de forma espontánea. Cuando se llega a este elemento, en la estrella no hay nada que
pueda sostenerla. Las capas
externas caen hacia el núcleo de la estrella, colapsándose de forma
dramática. Después, en un
efecto de rebote, explotan hacia el exterior en uno de los fenómenos más
espectaculares del Cosmos: una supernova. Las supernovas son las explosiones más impresionantes
que podemos ver; pueden brillar durante unos segundos tanto como toda una
galaxia entera. La energía que liberan es tan grande que la materia puede fusionarse en
elementos más complejos a la vez que se dispersa por el Universo. Sin las
supernovas, no tendríamos ni oro, ni uranio, ni ninguno de los elementos más
pesados que el hierro. Las supernovas son el origen de la riqueza de
elementos que tiene la naturaleza, muchos de ellos importantes para la vida.
Las
estrellas de masa pequeña acaban dejando un residuo frío y denso, que
denominamos enana blanca. Pero algunas dejan unos restos más interesantes: las estrellas de neutrones.
Son estrellas de unos 10 kilómetros de
diámetro, pero extremadamente
densas, que giran a
una velocidad enorme.
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