La vida de una estrella
Las estrellas tienen una fuente interna de energía Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. 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 como 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 comienzan sus vidas siendo densas nubes de gas y polvo. Después de
que se forme una estrella, comienza a quemar hidrógeno y a transformarlo en
helio. Una vez que se agota el hidrógeno, comienzan nuevas etapas
de combustión nuclear, como la de quemar helio para obtener elementos mas pesados.
Mientras la estrella tenga
combustible en forma de hidrógeno, no sufrirá ningún síntoma de envejecimiento, no se alterará. Se encontrara 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.
El equilibrio interno entre gravedad empujando hacia adentro y
calor empujando hacia afuera dura la mayor parte de la vida de una estrella.
Tras mas de 4500 años que ya lleva en marcha, nuestro Sol
continuará otros 4500 millones de años mas 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, mas difícil resulta
esta reacción. En este punto, la fusión del hidrógeno es
tan baja que no sirve para frenar la gravedad. La estrella se contrae y se
calienta todavía mas. En estas condiciones el helio puede empezar a fusionarse,
igual que lo hacía el hidrógeno en un proceso complejo que acaba
dando berilio. Esto hace que la estrella empiece a crecer unas 100 veces su
tamaño normal. El resultado es una gigante roja o supergigante
roja, según la masa original de la estrella. Una estrella mas
caliente en su núcleo mas fría en la superficie, mas
grande y menos densa. Cuando el sol entre en esta fase se hinchara hasta
tragarse Mercurio, Venus y a la Tierra.
Dependiendo de la
masa inicial de la estrella, su final será uno u otro. Una estrella
que sea mas pequeña que el triple del tamaña 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 externa y se irá haciendo
más y más inestable. Se expandirá y se contraerá repetidamente, puesto que los
ritmos de producción de energía son mas 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 materia 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.
Las estrellas de masa pequeña acaban dejando un residuo frío y denso, que denominamos enana blanca. Algunas estrellas de mas más grande también dejan, después de una explosión espectacular, una enana blanca. Pero algunas dejan unos restos mas interesantes: las estrellas de neutrones. Son estrellas de unos 10 kilómetros de diámetro, pero extremadamente densas, que giran a una velocidad enorme. Las estrellas de neutros son unos de los objetos astronómicos de mayor interés y merecen un artículo propio. Las más grandes se convierten en algo que no es ni una enana blanca, ni una estrella de neutrones. Sino en uno de los objetos mas exóticos del Universo: en un agujero negro.
