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Evolución estelar

Evolución estelar

Publicado el 2020-09-30 14:32:14

Cuando era niña creía que el sol, el universo y las estrellas eran eternas. Después de todo, la vida eterna está en el cielo, ¿cierto? Cuando supe que el sol, el resto de las estrellas, e incluso el universo va a morir, entré en shock. No podía entender que un símbolo de poder, de luz, incluso de perfección, se fuera a acabar. Entonces me pregunté: si el sol va a morir, ¿eso quiere decir que está vivo? ¿Qué significa que una bola de fuego esté viva?


En 5 mil millones de años el combustible que mantiene vivo al sol se va a agotar. El sol se va a hinchar en varias veces su tamaño, engullendo Mercurio, Venus y tal vez la Tierra, convirtiéndose en una gigante roja. Después de menos de mil millones de años sufrirá una explosión y lo único que quedará de él será una enana blanca que terminará de morir lentamente. 


Las estrellas se forman a partir de nubes de gas y polvo que se van compactando por la fuerza de la gravedad.  El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno, el más simple. Consiste de un protón con carga positiva que es orbitado por un electrón de carga negativa. Las estrellas jóvenes están formadas por grandes cantidades de átomos de hidrógeno.


¿Qué detiene a la gravedad de colapsar en un solo punto a esta masa de gas y polvo?


La presión que se genera al aumentar la densidad de la materia incrementa progresivamente la temperatura. Cuando la energía es suficiente, los electrones se liberan del protón y se mueven libremente. Los protones, y en general los núcleos atómicos, tienen carga positiva y se repelen entre ellos. Hasta que la temperatura es suficiente para iniciar ¡la fusión nuclear!


La fusión nuclear es el proceso por el cual se unen dos núcleos atómicos para forman el núcleo de un elemento más pesado. La fuerza que mantiene unidos a los protones y neutrones en el núcleo se llama fuerza nuclear fuerte, y a distancias cortas (del diámetro del núcleo atómico) es mayor a la fuerza eléctrica, que genera repulsión entre los protones. Los núcleos deben estar lo suficientemente cerca para que la fuerza nuclear fuerte sea mayor a la repulsión eléctrica. Esto se logra a altas temperaturas, cuando las partículas se están  moviendo a tanta velocidad que chocan entre ellas pese a su carga.


Durante la mayor parte de la vida de la estrella, la fusión nuclear convierte hidrógeno en helio, el elemento que contiene dos protones en su núcleo. Este proceso libera una gran cantidad de energía, que ejerce presión hacia afuera, evitando que la estrella implosione.


Así, la vida de las estrellas, y su tamaño, depende del equilibrio entre la fuerza de gravedad que presiona hacia dentro, y de la energía liberada por la fusión nuclear, que empuja hacia afuera. En esta primer etapa, el hidrógeno es el combustible que le da vida a la estrella.


Cuando se agota el hidrógeno, la presión hacia el exterior cede, y se pierde el equilibrio. La gravedad gana momentáneamente y la estrella se compacta. Al aumentar la densidad de la estrella, ésta incrementa su temperatura hasta que está suficientemente caliente para que los núcleos de helio se fusionen en carbono. Esta reacción libera más energía, por lo que la presión hacia afuera ahora es mayor, y el volumen de la estrella crece a varias veces su tamaño original. Es aquí cuando la estrella se convierte en una gigante roja.


Las estrellas más masivas logran repetir este proceso fusionando elementos más pesados en temperaturas cada vez más altas. Hay dos límites a esta cadena. Cuando la masa de la estrella no es suficiente para alcanzar la temperatura que requiere la fusión del siguiente elemento y cuando se alcanza la fusión del hierro.


El núcleo del hierro tiene tantos protones y neutrones que su volumen excede el rango de acción de la fuerza nuclear fuerte. Esta reacción absorbe energía en vez de liberarla, de forma que no puede sostener la vida de una estrella. Por ello, los elementos que son más pesados que el hierro se crean durante el colapso de las estrellas, donde se alcanzan mayores temperaturas.


Cuando se detiene definitivamente la fusión nuclear, la gravedad finalmente gana la carrera. La estrella sufre un violento colapso. La masa de la estrella se compacta tanto que ahora la resistencia a la gravedad la ejerce la repulsión eléctrica entre los núcleos.


Si la estrella tiene más de 20 veces la masa del sol, la presión de la gravedad es tan fuerte que la repulsión eléctrica no es suficiente para resistirla y se forma un hoyo negro, el destino menos común de las estrellas. 


En el resto de las estrellas, la repulsión eléctrica provoca una explosión de la que sale disparada la mayor parte de su materia. Si la estrella tiene al menos 7 masas solares esta explosión es tan luminosa que puede verse desde la tierra sin telescopio. En algunos casos incluso a plena luz del día. Este fenómeno es lo que llamamos supernova. En el caso de estrellas menos masivas la explosión es menos violenta. La materia expulsada forma una nebulosa, regiones del espacio con gas y polvo, que algún día volverán a condensarse para formar una nueva estrella.


Pero esto no es todo, después de la explosión queda un remanente de la estrella. Se forma entonces una estrella de neutrones, o su versión menos masiva: una enana blanca. Estas estrellas  no tienen fusión nuclear. Son cuerpos estables gracias a la densidad que alcanzan, que ya no pueden comprimirse más a menos que se forme un agujero negro. Durante un largo tiempo emiten lentamente el calor que les resta.  Eventualmente, las enanas blancas se convertirán en enanas negras, objetos inertes que no emiten calor o luz. Las estrellas de neutrones más masivas finalmente colapsan para formar un hoyo negro.


Espero que hayas podido concluir que así como decimos que los humanos y las bacterias están vivas si logran obtener y procesar energía mediante uno o varios mecanismos internos, las estrellas están vivas mientras puedan obtener energía de la fusión nuclear.

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