La vida de las Estrellas

La nebulosa de Orión, una
sala de partos del cielo.

Uno de los procesos más controvertidos respecto a la vida de las estrellas es sin duda su nacimiento. Se observa generalmente, que las estrellas jóvenes, se suelen encontrar agrupadas en unos racimos del tipo espectral O y B, es decir, muy azules y calientes, y rodeadas de una nebulosidad (como ejemplo podemos ver las estrellas de la nebulosa de Orión). Por ello se cree que el nacimiento de las estrellas se produce cuando una de estas nubes de gas, por efecto de la gravedad, se empieza a contraer o caer hacia sí misma, produciendo un colapso y aumentando la densidad. La temperatura, a su vez, aumentaría si no fuera porque el gas irradia hacia fuera la energía producida durante el colapso, por eso vemos su brillo.

La nube así se enfría y frena un colapso que de otra forma sería cada vez más rápido. En este punto habría zonas en las que la densidad alcanzaría un valor más alto que en otros lugares de la nube de gas, tanto que se vuelve opaca porque la energía de la contracción ya no se lanza al espacio sino que hace aumentar la presión en la zona central y así, llega un momento en que aumenta tanto la densidad y la temperatura en estas zonas que se desencadenan reacciones nucleares de fusión que terminan por convertir el hidrógeno en helio. Nace de esta forma la protoestrella lanzando al espacio luz y radiaciones que impide la caida de más material, alcanzando así la masa definitiva que caracterízará su vida.En este momento se encuentran por sus características dentro de la secuencia principal, en ella las reacciones de fusión generan una presión hacia el exterior que contrarresta la fuerza de la gravedad que tendería a comprimir a la estrella hacia dentro. El tiempo de permanencia en esta secuencia principal lo determina, por tanto, la masa y la temperatura en el núcleo de la estrella, ya que dependiendo de estos parámetros, así se generará mas fusiones nucleares o menos y se consumirá más o menos rápidamente el combustible desequilibrando a la estrella y acortando su vida. Cuanto más caliente sea el astro, más brillante es y más corta será su vida.

NGC3132, nebulosa planetaria

La vida de la estrella viene, como hemos dicho caracterizada por la fusión del hidrógeno en helio, ya que por término general, en la mayoría de las estrellas se fusionan cuatro núcleos de átomos de hidrógeno para formar uno de helio, desprendiendo por tanto energía en ese procedimiento. Esta es precisamente la causa de la su futura muerte, en el centro llega un momento en que no tiene más combustible y, por lo tanto, no puede seguir generando energía que contrarreste el efecto de la gravedad y el núcleo se contrae, esta contracción a su vez creará nueva energía que hará que las capas externas se alejen del centro, enfriándose y convirtiéndose en una gigante roja. Esto le ocurriría a estrellas con masas hasta dos veces la del Sol.

Cuando, debido a esta causa, las capas externas pierdan la conexión gravitatoria con su nucleo se alejan de la estrella y se forma lo que conocemos por nebulosa planetaria. La estrella que queda en el centro, en poco tiempo para la vida de una estrella, se contrae formando una enana blanca con un diámetro similar al de la Tierra. Cuando esta estrella alcanza los 25.000 o 30.000 grados, la radiación ultravioleta emitida alcanza al material expulsado iluminándolo al excitar sus partículas. La nebulosa irá poco a poco perdiendo luminosidad a medida de que se vaya alejando de la enana blanca que la creó. Ej: M57 en Lira, M27 Dumbell, NGC 7293 nebulosa Hélice, etc.

Supernova 1987A

Ahora bien, ¿qué ocurriría si la estrella tuviera una masa superior a dos veces la masa solar?. En estos casos tras convertirse en una gigante roja sigue expandiéndose hasta convertirse en una súper gigante roja. En el núcleo, mientras, se produce hierro mediante la fusión nuclear, operación esta que consume mucha energía en lugar de producirla. En este momento el núcleo de la estrella se colapsa porque al no liberar energía éste no puede soportar el peso de las capas exteriores desmoronándose sobre sí misma. Luego el material rebota formando la explosión que conocemos por supernova.

La explosión destruye la estrella original creando una cáscara de gas y elementos pesados que se esparcen por el espacio. Estos residuos estelares con su abanico de elementos pesados, son los que posteriormente formarán planetas, e incluso son los que forman el cuerpo humano. Ej.: la nebulosa del Cangrejo M1.

Cuando una estrella estalla, el núcleo se comprime muchísimo y alcanza unas dimensiones muy reducidas, en esta compresión los electrones se fusionan con los protones y dan lugar a neutrones. Al estar prácticamente constituidas de ellos se les llama estrellas de neutrones. En este caso la presión que produce la degeneración del gas de neutrones evita que se siga contrayendo. Estas estrellas son muy débiles para detectarlas con luz visible, pero como emiten haces de emisiones radioeléctricas podemos detectar las fuentes de rayos X que nos indican que esa estrella de neutrones se ha convertido en lo que llamamos un pulsar. Si una estrella de neutrones se sigue comprimiendo no existe ya estado de la materia que evite la catastrófica contracción gravitatoria que se originaría, sería tan intenso el campo gravitatorio que sería capaz, aplicando la teoría de la relatividad, de curvar los rayos de luz hasta impedir que salgan del objeto. No podría escapar la luz, ni lógicamente ninguna otra cosa, se ha originado por tanto un agujero negro.

Nebulosa del Cangrejo o M1,
remanente de una supernova
que estalló en el año 1054.

Estos agujeros negros, formados a causa de la muerte de una estrella, tiene unas dimensiones (del horizonte de sucesos) de una decena de kilómetros y una masa de varias veces la del Sol. El mejor candidato conocido de agujero negro es Cygnus X-1 en la constelación del Cisne, en él la supergigante azul HDE 226868 se relaciona con una potente fuente de rayos X que parpadea con una frecuencia de milésimas de segundo y parece girar cada 5 a 6 días en torno a una compañera invisible. Esta compañera tiene una masa demasiado elevada para ser considerada una estrella de neutrones y por ello se sospecha de que es un agujero negro.

Desde este resumido artículo dejo abierto el camino a la imaginación del aficionado para que diseñe una ruta en el cielo nocturno en la que se muestre la evolución de las estrellas desde su nacimiento hasta su muerte.