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.