La evolución de las estrellas

Una estrella no permanece igual durante toda su existencia, sino más bien lo contrario: a lo largo de su vida cambia de tamaño, color, temperatura, luminosidad y composición química. Pero no lo hace de forma aleatoria. Sabemos que estos cambios siguen un proceso determinado, que depende básicamente de la masa de la estrella. Este proceso se denomina evolución estelar y puede abarcar de millones a billones de años, por lo que, comparadas con la vida media de un ser humano, las estrellas parecen eternas.

¿Por qué cambian?

En las estrellas existen dos fuerzas que actúan en equilibrio: la gravedad, que tiende a hundirlas bajo su propio peso y la presión, que tiende a expandirlas. La evolución estelar constituye una continua lucha por mantener el equilibrio entre gravedad y presión, también llamado equilibrio hidrostático.

Las estrellas pasan gran parte de su existencia en la secuencia principal, que constituye su etapa adulta y se caracteriza por la obtención de energía mediante la combustión de hidrógeno. Así, a modo de central nuclear, los núcleos de hidrógeno interaccionan para dar lugar a helio, proceso en el que se produce una enorme cantidad de energía y que genera la presión necesaria para establecer un equilibrio con la gravedad. La duración de esta etapa difiere de una estrella a otra, en función del tiempo que el hidrógeno de su núcleo tarda en agotarse. Esto, a su vez, guarda una relación directa con la masa: una estrella mediana como el Sol pasará diez mil millones de años en esta fase, mientras que una estrella más masiva, que necesita mucha más energía para evitar el hundimiento, fusionará el hidrógeno en helio a mayor velocidad. Como consecuencia, estas estrellas serán más luminosas y su paso por la secuencia principal durará menos: una estrella diez veces más masiva que el Sol se mantiene en la secuencia principal tan solo cien millones de años.

Explosiones de supernova

Las estrellas masivas consumen frenéticamente todo el hidrógeno de su núcleo y lo transforman en helio, luego el helio en carbono y oxígeno, y así sucesivamente hasta encontrarse con un núcleo de hierro del que no puede extraerse más energía. En ese momento la estrella explota como supernova, una violenta explosión que puede superar el brillo de la galaxia que la alberga.

Remanente de la supernova Cassiopeia A. Fuente: (rayos X) NASA/CXC/SAO; (óptico) NASA/STScI; (infrarrojo) NASA/JPL-Caltech/Steward/O.Krause et al.

En una explosión de supernova la estrella expulsa todas sus capas exteriores -técnicamente, su envoltura-, que pueden sumar de una a veinte veces la masa del Sol. Este cadáver estelar, denominado “remanente de supernova”, queda flotando en el medio interestelar y continúa expandiéndose durante cientos de años. Pero no todo se destruye en una explosión de supernova, sino que el núcleo de la estrella permanece. Este núcleo, rico en hierro, proseguirá su hundimiento sin que se produzcan reacciones nucleares. El hundimiento se detendrá o, por el contrario, continuará indefinidamente dependiendo de la masa del núcleo tras la explosión. El valor mágico es, en este caso, tres veces la masa del Sol. Si el núcleo de la estrella no supera este valor, el hundimiento se detendrá por acción de los neutrones, que viajan libres porque la temperatura es ya tan alta que toda la materia se encuentra disociada en los componentes más simples: protones, neutrones y electrones. En este momento nace una estrella de neutrones, también conocida como púlsar. Por otro lado, si el núcleo de la estrella moribunda tiene una masa superior al límite, nada podrá detener su hundimiento. Seguirá contrayéndose hasta que su densidad se vuelva infinita y, finalmente, se convertirá en un agujero negro. Esto sucede con las estrellas con masa original superior a diez veces la del Sol, mientras que las que oscilan entre seis y diez masas solares darán lugar a púlsares.

Nebulosas planetarias

El destino de las estrellas cuya masa no supera las diez masas solares -el 99% de las estrellas en una galaxia- será muy diferente. Estas estrellas, conocidas como estrellas de masa baja e intermedia, no conseguirán alcanzar en su núcleo las condiciones necesarias para fusionar los átomos de carbono y oxígeno en elementos más pesados. Frustrada su evolución hacia supernova, la fusión de hidrógeno en helio y de helio en carbono y oxígeno se extiende a capas cada vez más superficiales. La estructura de la estrella pierde estabilidad, la estrella se expande y se torna más fría y luminosa, proceso que la convierte en una gigante roja. La dilatación de la envoltura continúa hasta que el núcleo de carbono y oxígeno pierde el control sobre ella y se expande libre en el espacio. La envoltura estelar, ahora muy tenue, es transparente a la energía que emite el núcleo, que la ioniza y hace que emita luz. La estrella se ha transformado en uno de los objetos celestes más bellos y enigmáticos, una nebulosa planetaria, compuesta por un núcleo estelar muy caliente rodeado de una envoltura fluorescente.