La Vida de las Estrellas

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 cómo 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 nacen en grandes nubes de gas interestelar desperdigadas por el espacio: las nebulosas. El modelo más simple de su nacimiento explica que en las nebulosas hay zonas que, al ser algo más densas que las otras (como los gránulos en una sopa), empiezan a atraer más y más gas por efecto de la gravedad. Ya sabes que la gravedad es más intensa cuanto mayor sea el cuerpo que la origina. A medida que estas zonas acumulan más y más gas, su tamaño aumenta y su gravedad también. La gravedad es la causa que las estrellas nazcan.
El gránulo de gas inicial se denomina protoestrella y poco a poco va acumulando más gas a su alrededor. Esto hace que las partículas de gas choquen entre ellas, produciendo un aumento de la temperatura. Cuando se logra una cierta cantidad de gas y éste se ha calentado lo suficiente, la protoestrella se enciende, como una cerilla. Ha nacido una estrella. Pero el encendido de una estrella no es igual que el de las cerillas o los mecheros. En realidad es mucho más complejo. En las estrellas se producen reacciones nucleares, unas reacciones muy diferentes a aquellas que ocurren en las llamas habituales, donde el oxígeno reacciona con un combustible para producir calor y luz. La estrella es una enorme masa de gas, casi toda formada de hidrógeno, aunque contiene también una mezcla de otros elementos en menor proporción. Los átomos de hidrógeno, cuando se encuentran en altas densidades y a altas temperaturas, como las que hay en el interior de una protoestrella, pueden fusionarse de manera espontánea y formar helio. Esta reacción va acompañada de la liberación de muchísima energía. Cuando esto sucede, la estrella "se enciende" e inicia su vida, liberando energía en forma de calor y luz, y consumiendo hidrógeno para transformarlo en helio.
La vida de una estrella depende de la cantidad de combustible que tenga y del ritmo al cual lo consuma. Una estrella muy grande, como una gigante azul, tiene mucho hidrógeno para quemar. Pero lo hace a tal velocidad que su vida es corta, mucho más corta que la de estrellas más pequeñas como el Sol. En menos de unos pocos centenares de millones de años un gigante azul puede consumir todo su hidrógeno, mientras que las estrellas más modestas pueden respirar tranquilas durante 5.000 millones de años.
Mientras la estrella tenga combustible en forma de hidrógeno, no sufrirá ningún síntoma de envejecimiento, no se alterará. Se encontrará 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. La gravedad en las estrellas es inmensa (sólo hace falta pensar que el Sol, que es de un tamaño normalito, es 332.946 veces más masivo que la Tierra) y atrae la masa estelar hacia su centro con gran intensidad.
En cambio, el calor producido por las reacciones nucleares empuja la masa hacia fuera, evitando que la estrella se colapse.
El equilibrio interno entre gravedad empujando hacia adentro y calor empujando hacia afuera dura la mayor parte de la vida de una estrella. Tras más de 4500 millones de años que ya lleva en marcha, nuestro Sol continuará otros 4500 millones de años más fusionando hidrógeno con tranquilidad.
La energía de la fusión de la estrella no solamente produce calor y luz. También expulsa una pequeña parte de la materia de la estrella hacia el espacio a gran velocidad: es el viento estelar. El viento estelar producido por nuestra estrella, el Sol, afecta a nuestros satélites artificiales, y también tendría consecuencias sobre la vida en la Tierra si no tuviéramos un campo magnético que desvía la mayor parte.
Llega un momento en que el hidrógeno se acaba. A medida que el cometa acumula helio procedente de la fusión del hidrógeno, más difícil resulta esta reacción. En este punto, la fusión de hidrógeno es tan baja que no sirve para frenar la gravedad. La estrella se contrae y se calienta todavía más. En estas condiciones el helio puede empezar a fusionarse, igual que lo hacía el hidrógeno, en un proceso complejo que acaba dando berilio. Estas reacciones hacen que el núcleo de la estrella esté mucho más caliente que en la fase anterior, llegando a los 100 millones de grados Kelvin. Esto hace que la estrella empiece a crecer hasta unas 100 veces su tamaño normal: el calor de su núcleo empuja con más fuerza las capas externas. El resultado es una gigante roja o una supergigante roja, según la masa original de la estrella. Es decir, una estrella más caliente en su núcleo, más fría en su superficie, más grande y menos densa, de un color rojizo. Cuando el Sol entre en esta fase, se hinchará hasta tragarse Mercurio, Venus y la Tierra. La vida en nuestro planeta, si es que no lo ha hecho antes, desaparecerá. Afortunadamente, todavía quedan 4500 millones de años.
Dependiendo de la masa inicial de la estrella, su final será uno u otro. Una estrella que sea más pequeña que el triple del tamaño 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 externas y se irá haciendo más y más inestable. Se expandirá y se contraerá repetidamente, puesto que los ritmos de producción de energía son más inestables que en las fases anteriores. Lanzará chorros de gas interno, se contraerá y volverá a calentarse. El final de la estrella está próximo. En estos ciclos de colapso y expansión, se liberará de las capas externas de material. Así, creará lo que denominamos nebulosas planetarias, que acumulan material 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. Solamente una parte de aquello que fue una estrella brillante y activa.
Cuando la estrella es grande, su final es todavía más espectacular. Su núcleo se compacta a temperaturas tan altas que no solamente el helio y el berilio se fusionan para producir carbono, sino que todos los elementos empiezan a fusionarse en cadenas muy complejas de fusión, hasta llegar al hierro. El hierro es el final de la cadena de elementos que se fusionan de forma espontánea. Cuando se llega a este elemento, en la estrella no hay nada que pueda sostenerla. Las capas externas caen hacia el núcleo de la estrella, colapsándose de forma dramática. Después, en un efecto de rebote, explotan hacia el exterior en uno de los fenómenos más espectaculares del Cosmos: una supernova. Las supernovas son las explosiones más impresionantes que podemos ver; pueden brillar durante unos segundos tanto como toda una galaxia entera. La energía que liberan es tan grande que la materia puede fusionarse en elementos más complejos a la vez que se dispersa por el Universo. Sin las supernovas, no tendríamos ni oro, ni uranio, ni ninguno de los elementos más pesados que el hierro. Las supernovas son el origen de la riqueza de elementos que tiene la naturaleza, muchos de ellos importantes para la vida.
Las estrellas de masa pequeña acaban dejando un residuo frío y denso, que denominamos enana blanca. Algunas de las estrellas de masa más grande también dejan, después de una explosión espectacular, una enana blanca. Pero algunas dejan unos restos más 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 neutrones 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 uno de los objetos más exóticos del Universo: los agujeros negros.