El cielo está vivo: nacimiento, vida y muerte de las estrellas…

La historia de La Tierra ha ido cambiando con el paso del tiempo. Un resumen algo somero y simplificado sería: polvo, lava, roca, volcanes, atmósfera, condensación, rayos, aminoácidos, suerte, bichillos, bichos, bichos más grandes, peces, dinosaurios, meteoritos, bichillos, plantas, bichos más grandes, calma, monos, monos con menos pelo, homínidos, homínidos más guapos, homo sapiens, escribir, navegar, descubrir América, y el Whatsapp… A pesar de lo basto (cuanto menos) de este resumen, nos puede dar una idea de que, a pesar de que han existido enormes cambios, vemos que en todas esas etapas tan distintas de la evolución de la Tierra y de la vida hay algo que no ha faltado jamás.
Luz, calor: el Sol. Y al igual que el Sol, parece que siempre ha habido estrellas en el cielo y es entonces cuando surge la pregunta: ¿son eternas las estrellas?. La respuesta es que no. Las estrellas tienen un ciclo vital en el que nacen, crecen, mueren y luego, pueden -en cierto modo- reproducirse y crear otras estrellas… El problema es que el ciclo de vida de las estrellas es extremadamente largo. Tanto que en los 13.799 millones de años de edad del universo solo ha habido entre dos y tres generaciones de estrellas. Nuestro Sol pertenece a la segunda generación.

En realidad los aficionados a la astronomía somos unos despiadados que disfrutamos observando y fotografiando la agonía y muerte de las estrellas…. Y es que esos cuerpos celestes tienen un concepto muy mexicano de la muerte: una de las formas posibles de su cadáver son las nebulosas planetarias.

¿Una de sus formas posibles? ¿Hay acaso distintas formas de morir? Y si es así… ¿Cómo mueren las estrellas? Todas esas preguntas deberían inundar vuestra cabeza haciendo olvidar los macabros gustos de ese amigo que tiene un telescopio cerca de la ventana…

Intentaré resolver todas esas preguntas, pero para ello deberemos conocer antes cómo los astros se mantienen vivos.

Las estrellas son inmensas bolas de gas a enorme presión (y por lo tanto a enorme temperatura). En su interior hay, simplificando un poco, dos fuerzas: la fuerza de la gravedad, responsable de que la estrella tienda a colapsar (la aprieta como nosotros apretamos una bola de papel) y la fuerza interna de las reacciones nucleares, que tiende a expandir la estrella (como una explosión nuclear -eh eh, físicos tiquismiquis, es un “como” muy cogido con pinzas. De eso a la realidad hay un trecho, lo se).
Y es que sí: las estrellas son inmensos reactores nucleares que en lugar de fisión atómica (romper los átomos para crear energía como hacemos nosotros en nuestras centrales nucleares) se dedican a  juntan átomos: realizan fusión nuclear.
Parece sencillo imaginar cómo la ruptura de un átomo produce energía (todos asumimos que la ruptura de una bombona de butano la produce, por ejemplo) pero el hecho es que ambos mecanismos no tienen nada que ver, y es que la producción energética de la fusión y la fisión nuclear está relacionada con la física de partículas. La fusión funciona más o menos así: imagina dos enamorados separados por una ciudad. Ellos mismos tienen una energía por separado, pero cuando hay suficiente presión externa sobre ellos como para conseguir que atraviesen la ciudad para juntarse, en ese abrazo liberan mucha energía al quedarse en un estado más estable, pues la energía que almacenan al estar separados es mayor que la que almacenan una vez se abrazan. Pues algo así les pasa a los átomos. (Físicos tiquismiquis: chitón).

Como hemos dicho es esa energía creada en la fusión nuclear la que impulsa la estrella hacia fuera. Cuando la fuerza de la gravedad y la nuclear se estabilizan (que matemáticamente es equivalente a decir que se igualan las fuerzas), tenemos una preciosa estrella estable generando luz y calor por las reacciones nucleares.
Esta condición se llama equilibrio hidrostático, y aunque es un poco más compleja por la presión hidrostática, las corrientes de convección etc., lo explicado nos será suficiente para comprender cómo continúan viviendo las estrellas.

Esas preciosas estrellas estables funcionan a la perfección mientras los átomos de hidrógeno colisionan entre ellos y forman helio. La gravedad aprieta los átomos para juntarlos y los mismos átomos, al juntarse, crean esa fuerza que empuja hacia fuera las estrellas, crea neutrinos, crea la luz…

Esta es la reacción de fuisón que se produce en el interior de las estrellas. Bueno, realmente una de ellas... Porque hay muchísimas reacciones posibles.
Cadena Protón-Protón. Ésta es una de las reacciones de fusión que se producen en el interior de las estrellas similares al Sol.

El proceso se produce de arriba a abajo. Dos protones (Hidrógeno 1) se unen y uno de ellos, mediante un proceso conocido como decaimiento beta positivo, emite un neutrino, un positrón y se convierte en un neutrón. Este proceso libera energía.

En este momento tenemos un átomo de Hidrógeno 2, es decir: un átomo formados por un protón y un neutrón. En este momento, otro de los protones libres se une a ese átomo, formando Helio 3 (es decir, un átomo con dos protones y un neutrón). Este proceso también produce energía y fotones (es decir, luz).

Por último, otro de estos átomos de Helio 3 se une al primero formando un átomo de Helio 4 (dos protones y dos neutrones) y liberando de nuevo dos protones y energía.

Como vemos es un proceso que libera energía constantemente y que, partiendo de cuatro protones (mas dos que se añaden posteriormente), termina con dos protones, dos neutrones, y otros dos protones libres que colisionarán con otro Hidrógeno 2 para continuar ese proceso que, podemos ver que es altamente eficaz.

Este proceso se conoce como proceso Protón-Protón y libera aproximadamente una energía de unos 25 MeV. Esta es la reacción dominante en las estrellas tipo Sol.

Ciclo CNO. Un ciclo mucho más complejo que adquiere bastante importancia, cuanto más masivas son las estrellas.
Ciclo CNO. Un ciclo mucho más complejo que adquiere bastante importancia, cuanto más masivas son las estrellas.

A la derecha vemos otro ciclo de fusión: el proceso CNO. Este proceso adquiere más importancia cuanto más masiva sea la estrella. Como vemos es un proceso mucho más complejo, y que no es tan efectivo a nivel energético.

Por ahora todo es muy bonito: los átomos se fusionan, producen energía, la estrella mantiene un equilibrio y entonces… ¿Qué pasa cuando se acaban los átomos de Hidrógeno? En este momento se comienza a fusionar el Helio mediante la reacción triple alfa: proceso por el cual dos átomos de Helio 4 se fusionan para formar un átomo de Carbono 12.

Entonces… ¿las estrellas van juntando átomos cada vez más grandes indefinidamente y por lo tanto, son eternas? Bueno, pues no. En este proceso hay dos problemitas…

El primero es que cuanto más grandes son los átomos, menos energía liberan al juntarse. Por ejemplo, el proceso Triple Alfa tan solo emite 7.367 MeV de energía, es unas tres veces (y pico) menos energético que el Protón-Protón. ¿Qué ocurre entonces? Que sobreviene el segundo problema.
Si la energía que producen las reacciones es menor, la fuerza que generan estas reacciones también es menor, y teniendo en cuenta que la gravedad mantiene su misma fuerza (puesto que a penas cambia la masa de la estrella), ésta gana un poquito la partida y por lo tanto la estrella se comprime un poquito más. Es esta compresión la que añade más presión y permite que se junten los átomos más pesados.

Pero todo esto tiene un límite, y este límite depende de la masa de la estrella: cuando la energía de la reacción nuclear sea menor que la energía producida por la presión de la gravedad ¿qué ocurrirá?, y ¿qué ocurre si la estrella tiene una masa muy pequeña?, ¿podría ser incapaz de fusionar átomos de helio? Y si la masa es muy grande, ¿hay algún límite?. Bueno, ya entramos, entonces, en el tema de la muerte estelar…
La muerte estelar varía mucho en función de su masa. Como especie antropocentrista que somos, medimos ese peso en masas solares. (La masa del Sol es de 1,9891·1030 kilogramos, que viene a ser 333.000 veces más que el peso de la Tierra. Otra forma de imaginar lo extraordinariamente pesado que es el Sol es darse cuenta que el peso de todos los planetas del Sistema Solar solo corresponde al 0.2% del peso total del Sistema Solar, siendo el 99.8% restante correspondiente únicamente al Sol). Por eso mismo, en lo restante vamos a clasificar las estrellas en función de su proporción de masa con respecto de la masa del Sol, y a estudiar en detalle cómo muere cada uno de esos grupos estelares: vamos a ver qué les ocurre a las estrellas cuando se acaba el Hidrógeno.

Estrellas de menos de 0.08 Masas Solares: no son capaces de fusionar todo el Hidrógeno y acaban formando las llamadas Enanas Marrones. La muerte de estas estrellas es un poco triste. No pueden fusionar todo el hidrógeno, emiten muy poca energía y esto hace que, ademas, sean muy difíciles de observar. Se han conseguido detectar varios centenares de enanas marrones con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000 grados Celsius. La temperatura superficial aumenta en función de la masa de la misma, y disminuye en función de su edad. Así que… ¿Podría haber estrellas suficientemente frías como para darnos un baño? Si, eso es. Y de hecho en Abril del 2014 la NASA descubrió una Enana Marrón cercana a nuestro Sol que se encontraba a una temperatura entre -13ºC y -48ºC, la gélida WISE J085510.83-071442.5
La definición de Enanas Marrones es un tanto difusa en comparación con Estrellas Fallidas (estrellas sin suficiente masa para crear energía) o planetas gaseosos enormes (al fin y al cabo, Júpiter también es una enorme masa de gas que, con 13 veces mas masa podría considerarse una Enana Marrón y, con 80 veces más masa, podría ser una Enana Roja.)

Estrellas entre las 0.08 y las 0.5 Masas Solares: estas estrellas fusionan todo el Hidrógeno pero no son capaces de fusionar todo el Helio. Forman las llamadas Enanas Rojas. Son objetos similares a las Enanas Marrones pero con más temperatura (hasta los 4000K) y tienen una curiosidad: se ha calculado que las Enanas Rojas de mayor masa son totalmente convectivas: esto es que el Helio sin fusionar no se acumula completamente en el núcleo, sino que por movimientos de convección (producidos por la diferencia de temperatura entre la parte más externa y la más interna) se reparte por toda la estrella. Esto hace que su vida sea muy lenta, tanto que de hecho, no hemos observado ninguna enana roja en sus últimas etapas de evolución estelar dado que el universo no es lo suficientemente antiguo.
Se cree que cuando las enanas rojas estén en las etapas finales de su vida se convertirán en enanas azules (que son teóricas, por ahora) puesto que con el paso del tiempo la estrella incrementaría su luminosidad, así como su radioactividad en un intento desesperado de mantener la presión interna y produciendo un incremento de temperatura en su superficie que las tornaría de un color azulado.
Este tipo de estrellas son las que, se cree, conforman tres de cada cuatro estrellas de la Vía Láctea. De hecho, Próxima Centauri: nuestra estrella vecina, es una enana roja, así como las otras 20 estrellas más cercanas al Sol.

Y direis… ¡Dónde están esas estrellas que explotan! ¡Las que forman las nebulosas! ¡Las interesantes! Bueno, ciertamente las estrellas que hemos comentado hasta ahora realmente no han muerto como tal. Tan solo se han quedado “en estado vegetativo” y son bastante poco sorprendentes. La chicha empieza ahora…

Estrellas entre las 0.5 Masas Solares y 1.44 Masas Solares. Estas estrellas son capaces de fusionar el Hidrógeno y el Helio hasta llegar a tener un núcleo de Oxígeno y Carbono pero no es capaz de seguir fusionando átomos. En esta fase, se dice que la estrella entra en la fase de Gigante Roja.
(Una pausa… ¿Por qué las estrellas no pueden seguir fusionando átomos? Bueno, es algo bastante complejo. Hay que tener en cuenta que los átomos se juntan “violando” las ley de Coulomb de la electrostática. Un átomo atraviesa la barrera de potencial del otro como si de una pared se tratase, cosa que solo se permite el campo de la física cuántica. Y la probabilidad de atravesar esta barrera decrece muchísimo con la masa del átomo y por lo tanto, cuanto más pesados sean, menos veces serán capaces de atravesar dicha barrera).

Layer Star
Capas de una Gigante Roja. Como vemos el núcleo está formado por Carbono y Oxígeno, el manto intermedio continua fusionando Helio y existe una capa exterior de Hidrógeno que no tiene suficiente presión para fusionarse.

En estas estrellas aparecen distintas capas de materia. Cuanto más profundo lleguemos en la estrella más presión habrá y más átomos podrá fusionar. Así, el núcleo de estas estrellas está formado por Carbono y Oxígeno, la capa intermedia por Helio quemándose y la capa externa por Hidrógeno incapaz de fusionarse puesto que no hay presión suficiente.

Debido a la inmensa presión nuclear, la presión es enorme y por lo tanto también lo es la temperatura, lo que hace que el ratio de fusión del Helio también aumente (recordemos la teoría cinéticomolecular del instituto: la temperatura es tan solo la velocidad a la que se mueven las partículas de modo que, cuanto más temperatura, más rápido se mueven. En este caso el incremento de temperatura se traduce en un incremento de choques y por lo tanto incrementa también la probabilidad de fusionarse con otro átomo) y de este modo, a pesar de que es una reacción menos energética que la fusión del Hidrógeno, el mayor número de fusiones produce tanta energía que empieza a expandirse la zona de fusión de helio de la estrella hacia fuera. Por otra parte, el núcleo de Carbono y Oxígeno se va comprimiendo cada vez más y más.

Veamos que pasa en cada una de las dos partes. El núcleo empieza a degenerar sus electrones. Esto es: los átomos empiezan a estar más y más cerca uno de otro y por lo tanto, los electrones (que son la “capa exterior” del átomo) se acercan mutuamente. Y aquí entra en acción el Principio de Exclusión de Pauli. Este principio dice que dos partículas subatómicas no pueden estar en el mismo estado cuántico. Esto es: imaginemos que los electrones pueden estar en dos estados: arriba y abajo, y los electrones de un átomo se mueven por órbitas fijas. Mientras el núcleo estelar se va contrayendo, los electrones van siendo “presionados” entre ellos y poco a poco van ocupando los niveles de energía más bajos -las órbitas que se encuentran más cerca del núcleo del átomo- hasta llegar a un estado fundamental: todas las órbitas quedan completamente llenas, eso si, únicamente por dos electrones cada una (uno hacia arriba y otro hacia abajo, por lo explicado por el principio de Exclusión de Pauli) por lo que, cuando un tercer electrón quiere meterse en una órbita con dos electrones, el Principio de Exclusión de Pauli lo impide, enviándolo hasta la primera capa superior en la que el electrón tenga hueco.
Por otro lado, los electrones en situaciones de alta energía (y sin duda, la temperatura estelar se considera alta energía) se excitan, es decir, suben a capas más altas cuando adquieren energía. Sin embargo, la intervención de la presión los confina y por lo tanto, esa energía adquirida la gastan intercambiándose entre las capas ocupadas (que son las que corresponden a un estado fundamental: las de más baja energía) a velocidades cada vez mayores. Esto se conoce como electrones degenerados, y este comportamiento es el responsable de mantener el núcleo en equilibrio en ausencia de reacciones nucleares. Los pequeños electrones en situaciones de alta presión son capaces de sostener todo el corazón de una estrella… Alucinante.

Mientras tanto, la capa de fusión de helio sigue expandiéndose hasta que se acabe todo el material fusionable. Y la capa más externa, la de hidrógeno, no tiene suficiente fuerza como para generar reacciones relevantes, por lo que es expandida junto a la capa de Helio. Como ya supondréis: la fiesta empieza cuando se acaba el helio…

En ese momento ya no hay fuerzas creadas por la fusión nuclear que empuje hacia afuera esas capas de la estrella ni suficiente presión para degenerar electrones por lo que de repente todas esas capas empiezan a caer hacia el núcleo…
Y claro: un núcleo enormemente denso y una inmensa cantidad de masa acelerándose a toda pastilla hacia él… el espectáculo está asegurado.
Cuando esas capas colisionan contra el núcleo rebotan (en ocasiones varias veces y en oleadas) y salen despedidas formando las llamadas nebulosas planetarias:

Nebulosa Planetaria Ojo de Gato (NGC 6543). Una de las nebulosas planetarias más bellas y complejas.
Nebulosa Planetaria Ojo de Gato (NGC 6543). Una de las nebulosas planetarias más bellas y complejas.

Al principio de esta entrada hemos visto una imagen de la nebulosa de la Hélice. Esta nebulosa, aunque hay evidencias de bailes de estrellas en su interior y hay cierta complejidad en sus dos anillos (el anillo interior se expande más rápido que el exterior y fueron creados con unos 6000 años de diferencia) es una nebulosa aparentemente simple en la que se puede ver el remanente estelar en el centro: la enana blanca, y uno puede imaginarse el proceso de formación.
Sin embargo, la Nebulosa Ojo de Gato es mucho más espectacular, y como suele pasar, lo más espectacular es lo menos comprendido…
Se puede ver en el exterior un halo de gas, liberado poco antes de la colisión, y las capas interiores con formas que se pueden explicar con una emisión en rotación, debido a que en su interior no hay solo una estrella sino dos, una rotando en torno a otra.

Y vistas las nebulosas planetarias… ¿Qué es de la enana blanca?. La enana blanca es muy muy masiva, y muy muy pequeña. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. ¡Ni más ni menos! Su destino es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta.

Y este es el destino de nuestro Sol: se extenderá hasta engullir Mercurio y Venus, y cuando explote, la radiación que emita la enana blanca freirá todo lo que pueda quedar en el planeta Tierra que no haya sido abrasado por la capa de hidrógeno, que la acariciará, amenazante. La enana blanca del centro tendrá un tamaño aproximadamente similar a la Tierra y una masa entre 0.5 y 0.7 masas solares. El resto de masa formará un espectáculo digno de ver para cualquier ojo que esté mirando hacia nuestra humilde estrella.

Estrellas entre las 1.44 Masas Solares y 2.5 Masas Solares. En el interior de estas estrellas se produce un proceso similar al anterior pero con la peculiaridad de que la temperatura es tan abrumadoramente alta y los fotones son tan energéticos que son capaces de romper los átomos de Hierro del núcleo formando varios núcleos de Helio y Neutrones libres. Esos átomos de helio, a su vez, son rotos de nuevo en forma de protones y neutrones que, cuando dichos protones colisionan con uno de los electrones que antes orbitaban el núcleo del hierro forman de nuevo un neutrón (como vimos más arriba).

De esta manera, el remanente estelar queda formado únicamente por neutrones. Se forma una Estrella de Neutrones. Esta estrella ya es un monstruo estelar como es debido.
Su densidad es inmensa. Una pequeña cucharilla de té que contuviese material de una de estas estrellas de Neutrones pesaría unas 900 veces la Gran Pirámide de Giza… ¡5.000 millones de toneladas!

Púlsar de la Nebulosa del Cangrejo.

Además, al igual que el giro de una bailarina aumenta conforme pega sus brazos al cuerpo, el diminuto tamaño de esta estrella hace que cualquier giro de su estrella madre, por pequeño que sea, se vea incrementado. De este modo, toda esta mole gira desde varias decenas hasta miles de veces por segundo sobre si mismas, formando lo que se conocen como púlsares. Estos púlsares emiten un chorro de rayos X por sus polos de modo que podemos verlos como faros cósmicos.
Esta estrella queda estabilizada debido de nuevo al principio de Exclusión de Pauli. Al igual que le pasaba a los electrones anteriormente, estos Neutrones se alejan entre si intentando no estar demasiado cerca los unos de los otros
La receta que se obtiene al mezclar la enorme velocidad de rotación y la enorme atracción gravitatoria de estas estrellas, podemos entender que cualquier material que caiga sobre dicha estrella quede absolutamente destrozado. Tanto que cualquier cosa que caiga quedará transformada en el mismo material de la estrella: neutrones, haciendo la materia absorbida completamente indistinguible…

Estas estrellas ya son cosa seria. Si las intentamos estudiar con las ecuaciones que conocemos… Nada de nada… Los efectos cuánticos ya son bastante apreciables y se nos empieza a complicar todo… Pero aun falta lo mejor…

Estrellas de más de 2.5 Masas Solares. Estas estrellas, al igual que las estrellas de Neutrones, siguen un ciclo similar a las Supernovas, pero en este caso no conocemos exactamente qué ocurre en el interior de los átomos de las mismas. El equilibrio debido a la degeneración de Neutrones se rompe y ahí entran en juego los Quarks y los componentes fundamentales de los hadrones… Y ahí nos perdemos…

Sea como sea, lo que sabemos es que se forma una estrella enormemente masiva y diminuta, de forma que la velocidad de escape (velocidad necesaria para abandonar la atracción gravitatoria de la estrella, es decir, para “no volver a caer en ella”) es mayor a la de la luz. De este modo, cualquier cosa que cruce un límite (llamado Horizonte de Sucesos) caerá irremediablemente al interior del agujero negro.
Cabe recalcar que el agujero negro NO es “una aspiradora” o un “pozo cósmico”. Es una estrella, aproximadamente esférica con rotación, pero que no se deja ver.
Tampoco son tan peligrosos como se dice. Si nuestro Sol se convirtiese en un agujero negro, nada cambiaría (bueno si: se acabaría eso de tomar el sol y tal… Y bueno, morirían las plantas sin fotosíntesis, y sin plantas… también los veganos y las vacas, y sin vacas… Bueno, a lo mejor algo si cambiaría) pero todos los planetas seguirían orbitando tranquilamente sin ser vorazmente engullidos. Mientras no estés cerca del horizonte de sucesos, nada malo puede pasar…

¿Y cuánto pesan y miden estos trastos? Bueno, en el caso de que el Sol se hiciese un agujero negro, su horizonte de sucesos tendría un tamaño de una canica… ¡Una canica! Y si, hablamos del horizonte de sucesos porque el agujero negro deja de estar definido por el material que lo crea, y empieza a estar definido por su horizonte físico… Antes de entrar a ese horizonte nos encontramos en terreno seguro pero al sobrepasarlo… Ahí toda la física hoy por hoy conocida queda evaporada y no entendemos nada de lo que ocurre…
Un tema fascinante para un próximo capítulo… ¿No creen?

BH
Fotografía Real de un Agujero Negro Galáctico. Este no se ha formado por el colapso estelar pero es el único tipo de agujeros negros que podemos fotografiar a día de hoy.

Y después de todo esto… Hablemos de algo más positivo: ¿Cómo nacen las estrellas? Ave Fénix.
El proceso es precioso: el gas liberado de las explosiones anteriores se condensa de nuevo para formar nuevas estrellas al chocar con gas circundante o con explosiones cercanas.
Teniendo en cuenta que ese gas tiene materiales pesados, éstos se condensarán formando planetas rocosos, y los materiales más ligeros crean estrellas que a su vez, cada vez tienen en su composición inicial materiales más pesados. Esto nos permite identificar las edades de las estrellas de la galaxia.

Podemos observar en esta imagen que el flujo del gas hidrógeno va de derecha a izquierda. En un punto a la izquierda de la imagen, una estrella al explotar creó una “burbuja” que colisiona con el propio flujo de gas y se forma en medio una zona brillante: una nebulosa donde se creará un enorme número de estrellas.

Así que si: las estrellas cada vez serán más pesadas, menos luminosas, más fugaces y algún día dentro de mucho mucho tiempo, el universo será un lugar helado y oscuro. Así que aprovecha y disfruta del privilegio que tienes de poder observar el cielo y asombrarte con la inmensidad de las luces titilantes sobre la que se construyen los sueños, los poemas, los amores, los poetas…

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