La muerte de las estrellas

La muerte de las estrellas se inicia cuando agotan el hidrógeno en su nucleo, terminando su ciclo principal.

En nuestro artículo sobre la vida de las estrellas explicamos que las estrellas no son eternas, y que de hecho su tipo y tiempo de vida depende en gran medida de su masa. Hoy vamos a ver que su final, sus últimos momentos y aquello en lo que se convertirán tras su muerte, también. Hoy hablaremos de la muerte de las estrellas.

Como ya vimos, la vida de una estrella transcurre la mayor parte del tiempo en lo que se denomina su ciclo principal. Este es el periodo durante el cual la estrella fusiona hidrógeno en su núcleo, que es el elemento del que mayormente se componen todas.

Durante esta parte del ciclo, la estabilidad de la estrella se mantiene con una pugna constante por la presión generada en el núcleo con las tremendas descargas de energía provocadas por la fusión atómica y la enorme presión que ejerce su gravedad. Sin embargo, llega un momento que la energía de fusión se agota, y el equilibrio se rompe. Esto es lo que entendemos como la muerte de la estrella. Pero ¿Qué sucede entonces? Pues, como bien dijo nuestro compañero David, “el secreto está en la masa”.

De ESO - https://www.eso.org/public/images/eso0728c/, CC BY 4.0, Enlace
Clasificación de las estrellas en un ciclo de Hertzsprung-Russell, podemos apreciar la relación entre su temperatura, su luminosidad, su radio y su masa.

Estrellas de masa escasa e intermedia, menos de 9 veces la masa del Sol.

Estas son las estrellas más comunes (el 97% de las estrellas aproximadamente está en esta franja de masa) y longevas, entre las que se encuentra nuestro Sol, obviamente.

Cuando estas estrellas agotan su combustible de hidrógeno en el núcleo, saliendo así de la secuencia principal, ya no pueden compensar la presión debida a la propia gravedad de la estrella, comprimiendo así el núcleo. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden.  Como la superficie de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la temperatura superficial y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de gigante roja.

Si la masa de la estrella es mayor que la mitad de la masa del sol, la compresión del núcleo aumentará la temperatura lo suficiente como para dar lugar al proceso que se conoce como triple alfa, iniciando nuevamente la fusión nuclear, pasando a fusionar helio y átomos cada vez más pesados, llegando a formar carbono y oxígeno.

En este proceso, la estrella es altamente inestable, e irá generando violentas emisiones de material estelar que darán lugar a una nebulosa planetaria a su alrededor. De esta forma, la estrella irá agotando su combustible y disminuyendo su temperatura, perdiendo toda capacidad de realizar procesos de fusión, hasta dejar tras de si tan solo su núcleo inerte, una enana blanca.

Esta enana blanca tendría un tamaño similar al de un planeta rocoso como la Tierra, aunque con una gravedad mucho mayor. Estos cadáveres estelares están a muy altas temperaturas, mucho más calientes que el Sol, como podemos ver en el diagrama HR, y tardarán billones de años en perder su temperatura y dejar de brillar, llegando a la última etapa, la enana negra, que quedará inerte en el espacio, sin brillo.

Estrellas de alta masa, entre 9 y 30 veces la masa del Sol.

La vida de estas estrellas es más breve que las de la categoría anterior, aunque su ciclo tras abandonar la secuencia principal es muy similar, al menos hasta que llegan a la fase de gigante roja.

En esta fase, estas estrellas más masivas, a diferencia de sus hermanas menores, son capaces de mantener el proceso de fusión más allá de los productos del proceso triple alfa, fusionando átomos mucho más pesados.

Mientras hace esto, se producen sucesivas compresiones que llevan a la fusión de los materiales más ligeros en capas superficiales, que, como hemos visto antes, llevan a la compresión sucesiva del núcleo y a la expansión de las capas externas. De este modo, las estrellas van creciendo a medida que su temperatura superficial se reduce, pasando por las fases de supergigante azul y amarilla, hasta que alcanzan su etapa final, la de supergigante roja.

Las estrellas del tipo supergigante roja son sin duda las más grandes del universo, con radios de varias unidades astronómicas. En esta fase, la estrella sigue fusionando material en su núcleo hasta alcanzar el hierro. Llegados a este punto, la fusión se vuelve ineficiente, pues requiere más energía de la que genera.

Este hecho lleva al colapso del núcleo, que cede bajo la enorme presión del resto de la estrella y su tremenda masa, produciendo uno de los eventos más luminosos y violentos conocidos, la supernova.

Tras la supernova, quedará un amplio remanente de material surgido de la estrella. En la misma, además, dados los niveles energéticos alcanzados se formarán átomos más pesados que el hierro mediante la fusión nuclear. Mientras que el nucleo se contraerá, sometido a la tremenda gravedad de su propia masa, dando lugar a una estrella de neutrones, dado que los protones y neutrones restantes en el núcleo se compactarán, neutralizándose entre sí.

La estrella de neutrones es uno de los cuerpos más densos del universo, conteniendo en un diámetro de unos 19 kilómetros una masa superior a la del Sol. Aunque su densidad aún podría verse superada por la de nuestros siguientes amigos…

Estrellas de masa muy elevada, superior a 30 veces la masa del Sol.

Estas enormes formaciones son realmente extrañas, su ciclo es muy similar al de la categoría anterior (entre 9 y 30 masas solares) aunque mucho más rápido, dado que con su cantidad de masa la velocidad a la que consumen su combustible es mucho mayor.

Estas estrellas pasan por todas las fases descritas anteriormente, hasta la supernova, y aquí es donde se diferencian. Una supernova de estra clase es de una magnitud enorme, y deja tras de si un nucleo con una masa tan abrumadora que, cuando se produce el fenómeno de colapso gravitatorio, se reduce mucho más que en el caso de una estrella de neutrones, originando una singularidad.

Una singularidad es un punto, carente de volumen, que concentra toda la masa del remanente estelar, lo que quedaba del núcleo de la estrella, y que por tanto tiene una densidad infinita.

Una masa tan ingente concentrada en una región tan proporcionalmente diminuta da lugar a un pozo gravitatorio tan potente que tan siquiera la luz es capaz de escapar de la distorsión espaciotemporal. Esto es lo que conocemos como agujero negro. Lleva este nombre precisamente por esta característica, incluso la luz carece de la velocidad necesaria para escapar del tirón gravitatorio pasado su punto de no retorno, el horizonte de sucesos, a partir del cual solo vemos un vacío negro.

Existen muchas evidencias indirectas de su existencia, y desde hace poco, gracias a las ondas gravitaionales, algunas directas. Los agujeros negros son uno de los grandes fenómenos a estudio de la física moderna, ya que no podemos entender lo que ocurre pasado el horizonte de sucesos, pues no podemos extraer datos pasado este punto. Además, plantean algunos problemas importantes en torno al espaciotiempo y a la teoría de la información, entre otras cosas.

Con esto concluimos el ciclo vital de las estrellas. Nos queda explicar más en profundidad algunos de los temas candentes que dejamos abiertos(¿Hay más de un tipo de agujero negro? ¿Y qué pasa con los cuásares y los magnetrones?), y sobre los cuales podéis preguntarnos, no os preocupéis, pues iremos escribiendo sobre estos y otros temas. Hasta la próxima.

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