Todos los días, cuando salimos a la
calle o miramos por la ventana, somos conscientes del efecto que tiene
el astro rey sobre el desarrollo de nuestras vidas. La supervivencia de
los seres vivos depende íntegramente de su existencia y como
si de una idea platónica se tratara, asumimos que Apolo seguirá
arrastrando su carro a lo largo de las bóvedas celestes. Pese a que
somos conscientes de que el Sol no es un cuerpo inmutable (un ejemplo aquí), sí es racional considerarlo como eterno.
En esta entrada veremos cómo es la vida y muerte de una estrella. En
general, puede decirse que la vida de una estrella es inversamente
proporcional a su masa. Estrellas masivas dispondrán de vidas cortas e
intensas, que concluirán de manera trágica. Sin embargo, las estrellas
más pequeñas alargarán su existencia durante períodos mucho más largos y
abandonarán este mundo sin pena ni gloria.
Para comprender cómo acaba la vida de
una estrella es necesario conocer cómo es su nacimiento. Una estrella
comienza su vida a partir del colapso de una gran nube de materia,
compuesta en su mayor parte por hidrógeno. Debido a la gran cantidad
presente de materia, los átomos comienzan a acercarse entre sí por la
acción de la gravedad. Quiero recalcar que si los átomos se atraen entre
sí (sí, átomos pequeñitos) es porque su cantidad es desproporcionada. Por
ello, cada vez es mayor la presión y comienzan a chocar entren sí,
aumentando la temperatura. Durante el transcurso de este proceso, los
átomos de hidrógeno están tan cerca que comienzan a fundirse, lo cual
produce energía, que contrarresta los efectos de la gravedad, haciendo
que la estrella se hinche y tome la forma que mantendrá durante la mayor
parte de su vida. Esta fase que se conoce como secuencia principal es en la que se quema el hidrógeno para producir helio y energía.
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| Esquema del proceso de fusión nuclear. / Wykis |
Las estrellas son enormes calderas. Se
ven obligadas por la fuerza de la gravedad a convertir el hidrógeno, a
16 millones de grados Celsius, en helio. Afortunadamente, esto es lo
único que necesitan durante la mayor parte de sus vidas.
En la figura situada a la izquierda
puede verse, de manera esquemática, el proceso de fusión nuclear. A
grandes rasgos, en el núcleo del cuerpo celeste, un átomo de deuterio y otro de tritio (isótopos de hidrógeno) se "funden", lo cual produce un átomo de helio y un neutrón, junto con, cómo no: energía.
Las reservas de hidrógeno pueden parecer eternas desde la perspectiva de
un ser humano, pero llega un punto en el que no hay más hidrógeno
disponible que contrarreste el efecto de la gravedad y la estrella
comienza su declive. Esto se traduce en una muerte, larga y violenta. La
violencia se traduce en que su volumen aumenta, pasando a ocupar un
espacio cientos de veces mayor al que disponían durante su secuencia
principal. Agonizante, la estrella es incapaz de mantener la temperatura
de su superficie y su color se apaga, de ahí que se denomine a
estas estrellas moribundas con el término de gigantes rojas.
El ejemplo de gigante roja por antonomasia es Betelgeuse.
A la derecha de este párrafo podemos ver una foto tomada por el
telescopio Hubble. Aunque tal vez no lo parezca, su radio es lo
suficientemente grande como para que si el Sol se encontrara en el
centro, todo el sistema solar cupiese dentro de esta estrella hinchada y
y a punto de morir. Un hecho curioso es que la estrella se encuentra a
600 años luz de nosotros, por lo que podría haber muerto hace tiempo,
pero todavía no habernos llegado su funesto destello.
En el interior de estos gigantes moribundos la gravedad empieza a ganar
la batalla. Esto es debido a que por falta de hidrógeno, el proceso de
fusión se está apagando. Este declive hace que los átomos cedan a la
influencia de la gravedad y la distancia entre ellos disminuya. Por tal
razón, las reacciones de fusión se reactivan, debido a que aún queda
materia en el núcleo. Sin embargo, no se trata de la misma situación
que en la secuencia principal. Ahora ya no queda hidrógeno que
fundir, sino helio; y debido a que la presión en el núcleo ha aumentado,
las temperaturas son mayores (alrededor de unos 100 millones de grados
Celsius). Esta situación hace posible que los átomos de helio se fundan
entre sí, y producen la aparición del carbono, del oxígeno y de la
energía suficiente para detener el colapso, al menos temporalmente. He
aquí una de las ironías del universo. Para que se originen dos de los
elementos más importantes para la presencia de la vida, una estrella
debe morir.
En el caso de nuestro Sol, al poseer una masa comedida, cuando el helio
se agote, detendrá su proceso de fusión, ya que no quedará suficiente
masa en su núcleo para plantarle cara a la gravedad. En ese momento el
Sol se desprenderá de sus capas más externas, y tan sólo quedará su
núcleo, el cual pasará a tomar el nombre de enana blanca, que irá apagándose a lo largo de las eras, hasta convertirse en una enana negra.
Antes de retomar la muerte de Betelgeuse,
debemos hablar de las estrellas menos masivas, es decir, aquellas cuya
masa es menor que la mitad que la que posee el Sol. Como decíamos antes,
la intensidad de la vida de una estrella depende de su masa. Las
estrellas más grandes requieren mayor energía del proceso de fusión
nuclear para contrarrestar la gravedad producida por este exceso de
materia. Una enana roja, sin embargo, quema su combustible de
manera lenta durante toda su vida, por lo que poco se conoce sobre su
muerte, pero se espera que no sea muy violenta.
Si la masa de la estrella es superior a la del Sol, pueden darse nuevas
fases de colapso y reinicio del proceso de fusión. Es decir, el proceso
continúa más allá de la fusión del helio, siempre y cuando quede
suficiente materia. De esta manera se consiguen todos los elementos de
la tabla periódica hasta llegar al hierro. De hecho, el final de una
estrella de menos de nueve masas solares, consiste en que gran parte del
volumen de la estrella se estructura como una esfera con capas. Además,
su centro está compuesto por hierro y las capas externas de elementos
menos pesados, hasta llegar a una superficie de hidrógeno. Una vez se ha
alcanzado este estado, mediante una violenta explosión, la estrella
muerta esparce al universo todo su contenido en forma de una nebulosa
estelar.
Las estrellas más grandes, cuya masa es superior a nueve veces la masa
solar, producen el resto de elementos que conocemos. Es tanta la materia
que queda en la esfera metálica del final de sus vidas, que tras su
colapso, se produce un "rebote" de materia, que choca contra las capas
externas, y fuerza a que se alcancen temperaturas de miles de millones
de grados Celsius. Durante esta tremenda explosión, denominada supernova,
se dan las condiciones necesarias para formar el resto de elementos
pesados como el oro, la plata o el uranio. Esta brutal explosión
disemina la esencia de la estrella en el espacio, y deja una densa
estrella de neutrones donde anteriormente se encontraba el núcleo, la
cual gira frenéticamente hasta el fin de la eternidad.
Con todo lo anterior quiero decir una cosa: nada es eterno, ni siquiera
una gloriosa estrella. Lo importante de la muerte de estos cuerpos es
lo que nos enseñan. De las cenizas de algo grande, siempre puede volver
a surgir algo nuevo. De cada una de las nebulosas que se producen tras
la muerte de cualquier estrella lo suficientemente masiva, hay
suficiente materia para que nazcan nuevos astros.
El Sol,
los planetas del sistema solar,
la vida,
se sustentan sobre el cadáver de innumerables astros.
Nunca mejor dicho, somos polvo de estrellas.
Pepe "Puertas de Acero" Pérez
Fuente:
Mente Enjambre
