Así somos las estrellas

No, no es que me la haya creído por culpa de los comentarios de los lectores del Mendo. Es que me piden que escriba sobre algo y yo accedo (soy más fácil que la tabla del 1…) En realidad los pedidos de los lectores de mis notas me ayudan a no tener que pensar tanto sobre que escribir.

¿Alguna vez se preguntaron por qué brilla el Sol? No son los únicos. Los seres humanos se lo vienen preguntando hace siglos. Además de eso hemos llegado a la (acertada) conclusión de que las estrellas que vemos por todo el cielo no son muy diferentes al Astro Rey. O sí lo son, pero igualmente podemos entender como funcionan si entendemos a la que tenemos más a mano.

En un principio se pensaba que el Sol era una bola de fuego. El problema de esta teoría es que, por muy grande que fuera, se quemaría en un tiempo menor a la edad de la Tierra, que podemos calcular gracias a la geología. Tuvo que pasar mucho tiempo para que aprendiéramos sobre la energía nuclear y entendiéramos que esa es la forma en la que funciona.

La receta para crear una estrella es bien simple: tome una gran cantidad de hidrógeno, muy poco de otros materiales más pesados, forme una nube y siéntese a esperar con la paciencia de Kung-Fu. La gravedad irá juntando el material de la nube en diferentes lugares. En cada uno de ellos se formará una protoestrella y, si hay suficiente cantidad de material pesado, una nebulosa planetaria. Tiene así delante suyo varios embriones de Sistema Solar.

Cuanto más se acumule el hidrógeno en la protoestrella, mayor será la presión en el núcleo. En algún momento será suficiente para producir fusión nuclear, transformando el hidrógeno en helio. La presión hacia afuera de estás reacciones nucleares contrarresta la acción gravitatoria y en algún momento llegan a un equilibrio. Ya tenemos una estrella, en su primera etapa de evolución. Lo que le ocurra de ahí en más depende casi exclusivamente de la masa total del bebé estelar. Pero todas ellas comparten esta primera etapa de vida, que se conoce como secuencia principal.

El hidrógeno del núcleo se acaba en algún momento y entonces la estrella tiene que empezar a quemar combustible en las capas más externas.  Esto produce cambios de temperatura y una expansión, en una etapa que se conoce como de gigante roja. Al sol le ocurrirá esto dentro de unos 5000 millones de años. Se expandirá tanto que no quedará rastro de ningún planeta, incluída la Tierra, hasta la órbita de Marte.

Para estrellas aproximadamente 10 veces más pesadas que el Sol, la fase de gigante roja continúa con la utilización del helio como combustible en el núcleo. La gravedad es suficiente para continuar con la fusión en elementos cada vez más pesados. Por ejemplo, una estrella de 30 masas solares puede llegar a pasar por varios elementos en su núcleo hasta llegar al hierro y tener una composición en capas, tipo cebolla, con un elemento diferente en cada una. El hierro es el límite, por una cuestión muy sencilla: convertir este metal en algo más pesado por fusión ya no libera energía, sino que requiere de energía disponible en el medio. El equilibrio con la gravedad ya no es posible, no hay nada que la contrarrestre.

Ya sea porque la masa no es suficientemente grande o porque llegamos al límite del hierro, cuando la estrella no tiene más combustible que quemar colapsa por acción de su propio peso. Si es pequeña, terminará como una enana blanca. Si es más pesada se comprimirá violentamente y por un efecto de rebote explotará como una supernova. Justamente en estas terribles explosiones nacen los elementos químicos más pesados, que no pueden producirse en los núcleos estelares. Las estrellas más pesadas se contraen a tal punto que terminan sus días como agujeros negros.

Lo explicado en forma más o menos simple en realidad es un proceso complicado y hay otras formas en las cuales una estrella puede finalizar su vida. Espero al menos haber despejado un par de dudas y, sobre todo, haber depertado la curiosidad del lector mendolotudo.

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