Así es la vida de una estrella

En ocasiones les he hablado de supernovas, de agujeros negros o de nebulosas planetarias como etapas finales de una estrella. A veces doy por hecho cómo se llegan a esas situaciones y es algo que no siempre es conocido por el gran público. Hoy les hablaré de una forma muy general de esos procesos por los que pasan las estrellas a lo largo de su vida. Verán que como dice aquel anuncio de pizzas, «el secreto está en la masa». Por lo tanto, en base a la masa determinamos cómo será la vida de una estrella. Desde su inicio hasta su final.

Formando una protoestrella

Todas las estrellas nacen a partir de una nube de gas y polvo. Surgen en nebulosas, concretamente en regiones de formación estelar. Estas zonas están repletas en su mayor parte de hidrógeno, aunque también hay algo de helio. Incluso se pueden encontrar trazas de otros elementos más pesados como el litio, el oxígeno o el carbono por poner algunos ejemplos.

Por la interacción con algún agente externo, la región de formación estelar puede verse perturbada. A consecuencia de ello los materiales se reagrupan del mismo modo que se reagrupan las partículas de una bebida de cacao: comienzan a aparecer «grumos». Se forman zonas donde la materia es notablemente más densa, lugares donde hay una mayor acumulación de masa.

Esta acumulación es algo que incide directamente en el campo gravitatorio: se incrementa y la materia de los alrededores se ve atraída. A mayor masa, mayor capacidad de captación. Así que con el tiempo, esa pequeña acumulación ha ido aumentando de tamaño. Es cada vez más grande y por lo tanto, su capacidad crecer es cada vez mayor.

región de formación estelar
La Nebulosa de Orión es uno de los ejemplos más habituales para mostrar una región de formación estelar. En detalles concretos de esta región se pueden verde desde estrellas recién nacidas, estrellas masivas que dan forma a la nebulosa y pilares densos que serán el lugar de donde surjan nuevas estrellas || Créditos: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team (Ampliar).

La estrella comienza a brillar

Ahora es cuando ocurre un evento clave en la vida de una estrella. Cuando la densidad de materia es destacable, todos los átomos empiezan a comprimirse por acción del campo gravitatorio provocado por la propia acumulación de materia.

Si la acumulación tiene una masa superior a 75-80 veces la del planeta Júpiter o, dicho de otro modo, unas 0,071-0,076 veces la masa del Sol, habrá estrella. Si se supera ese límite, en algún momento la compresión de los materiales hace que la temperatura aumente y se inicia el proceso protón-protón. Ahí, dos núcleos de hidrógeno forman un núcleo de helio a través de una fusión termonuclear.

La reacción protón-protón hace que la acumulación de materia comience a brillar con luz propia. En estos momentos se está formando la estrella. Además, la energía liberada por el proceso protón-protón provoca una expansión. Sin embargo, la fuerza de gravedad ayuda a que la acumulación de materia no se desparrame. Tenemos por lo tanto dos fuerzas: una expansiva que tiende hacia fuera y otra compresiva que tiende hacia dentro.

Entrando en la secuencia principal

Llega un punto en el que la fuerza de expansión es igual a la de compresión. La energía liberada por los procesos protón-protón se contrarresta por acción del campo gravitatorio. Cuando eso ocurre tenemos una estrella estabilizada tanto en tamaño como en brillo. Se ha producido el equilibrio hidrostático y la estrella adquiere su forma esférica.

A partir de aquí comienza la fase más estable de la estrella y donde pasará la mayor parte de su vida. Se encuentra en la secuencia principal del diagrama de Hertzprung-Rusell o diagrama H-R que grafica la luminosidad de la estrella con respecto a su temperatura.

el diagrama H-R muestra la vida de una estrella
El diagrama de Hertzprung-Russell representa las luminosidades de las estrellas frente a sus temperaturas. En relación a ello se conoce su estado actual y su masa. La secuencia principal es la diagonal que discurre desde la esquina superior izquierda a la inferior derecha || Créditos: ESO (Ampliar).

¿Qué ocurre si la masa es inferior a 0,071-0,076 masas solares?

Les he comentado que solo tendremos una estrella si la masa es superior a 0,071-0,076 masas solares. ¿Qué ocurre si la masa tiene un valor inferior? La compresión gravitatoria no generará la suficiente energía como para iniciar el proceso protón-protón y no habrá brillo. Por lo tanto tampoco habrá estrella. Se formará una enana marrón o un planeta gigante gaseoso.

Estabilidad en la vida de una estrella

Cuando la estrella logra el equilibrio hidrostático entra en la secuencia principal y mientras le quede el suficiente hidrógeno en su interior, permanecerá estable. Ahora bien, cuando el hidrógeno empiece a escasear habrá un cambio radical en la estrella.

Antes de continuar, recuerden: les dije que la masa va a ser fundamental por varios motivos. Uno de ellos es que indica la velocidad con la que el hidrógeno se va a consumir. A mayor masa, mayor velocidad de consumo. Dicho de otra forma, a mayor masa, menos tiempo de vida de la estrella.

Dos ejemplos de duración de la vida de una estrella

Una estrella como el Sol tiene una vida estable estimada en unos 10.000 millones de años. En estos momentos se encuentra hacia la mitad de ese tiempo. Sin embargo, imaginen una estrella con unas 20 veces la masa del Sol como puede ser Betelgeuse en la constelación de Orión. Ya ha pasado ese período de estabilidad y se estima que duró unos 8 millones de años. Es un suspiro con respecto a los 10.000 millones de años del Sol.

betelgeuse
La estrella supergigante roja Betelgeuse fotografiada con el instrumento SPHERE instalado en el VLT de ESO || Créditos: ESO/M. Montargès et al (Ver).

Para ponerlo en tiempos que podamos manejar, imaginen que los 10.000 millones de años del Sol los confinamos en el período de un año. Pues bien, si la etapa más estable del Sol durase un año, la etapa más estable de Betelgeuse tendría una duración de 7 horas.

El final de la vida de una estrella

¿Qué ocurre cuando el hidrógeno empieza a escasear? El conjunto de reacciones protón-protón es cada vez menor y por lo tanto, la energía de expansión de la estrella se ve reducida. La fuerza de gravedad, que apenas ha cambiado, rompe el equilibrio hidrostático comprimiendo la estrella.

La masa de la estrella dictará sentencia en el sentido de que indica si la estrella puede iniciar otro proceso, el triple-alfa. Se trata de otra reacción termonuclear que consiste en fusionar tres núcleos de helio o partículas alfa para obtener un núcleo de carbono. Pero como digo, será la masa quien dicte sentencia y la estrella tomará uno de estos tres caminos:

1) Enana blanca

Las estrellas de baja masa tienen menos de la mitad de masa que el Sol. Son las estrellas menos masivas conocidas y las más duraderas. Cuando se rompe el equilibrio hidrostático y empieza a comprimirse, pueden suceder dos cosas.

Estrellas de muy baja masa

Si es de muy baja masa, alrededor del núcleo de helio se crea una corteza de hidrógeno. La compresión de esa cáscara es escasa y apenas se logra elevar la temperatura. La energía desprendida es tan leve que el tamaño de la estrella apenas aumenta. Brillará como una estrella enana blanca y se irá apagando paulatinamente hasta desparecer del universo observable.

Estrellas de baja masa

Si por el contrario, la estrella de baja masa tiene la suficiente materia, la compresión sobre la cáscara de hidrógeno hace que continúen las reacciones protón-protón, aunque en menor medida. La estrella vence a la compresión y aumenta de volumen hasta volver de nuevo a un estado de equilibrio hidrostático.

Ahora la estrella es una subgigante. Sin embargo, el tamaño que ha adquirido implica que el calor liberado no llega a calentar la superficie por lo que sus capas más externas se enfrían.

la enana blanca como final de la vida de una estrella
Representación artística de una estrella enana blanca que presenta un núcleo sólido || Créditos: ESA (Ver).

Con el tiempo, las reacciones protón-protón van disminuyendo en cantidad y la estrella vuelve a comprimirse. Sin embargo esta compresión no logra acelerar las reacciones protón-protón, pero la hacen brillar como una enana blanca. Su tamaño se ha reducido hasta ser como nuestro planeta aproximadamente. Poco a poco se irá solidificando, apagando y desapareciendo del universo observable.

2) Nebulosa planetaria y enana blanca

Cuando la estrella tiene una masa comprendida entre 0,5 y 9,0 veces la masa del Sol y su hidrógeno se está agotando, la estrella se convierte en una subgigante de un modo similar a como lo hacen las estrellas de baja masa.

Etapa de gigante roja

Sin embargo, los procesos protón-protón que tienen lugar en la fase de subgigante hacen que se acumule más helio en el núcleo, comprimiéndose más y más. Esta compresión genera la suficiente energía como para que las capas más externas se expandan, convirtiéndose en una estrella gigante roja.

El color rojo es debido a que la estrella es tan grande que el calor generado no logra calentar la superficie. La estrella ha aumentado hasta adquirir el tamaño de la órbita de nuestro planeta. Mientras tanto el helio en el núcleo continúa acumulándose y la presión sigue en aumento.

Al alcanzarse temperaturas del orden de 80-90 millones de Kelvin, el proceso triple-alfa se inicia y el helio se fusiona en carbono fundamentalmente, aunque también en oxígeno. Ahora, el núcleo de la estrella se está viendo rodeado de dos capas: una de helio más interna y otra de hidrógeno, más externa.

Ocasionalmente, las estrellas gigantes rojas pueden tener estallidos de nova que no destruyen la estrella y puede seguir desarrollándose.

Surge la nebulosa planetaria

La reacción triple-alfa es mucho más inestable que la protón-protón. Esto trae como consecuencia que a veces ocurren intensas explosiones pulsantes que eyectan esas capas de helio e hidrógeno al espacio. Con el tiempo, el núcleo de la estrella queda expuesto ya que todas sus capas han sido expulsadas. Ahora forman una estructura gaseosa a su alrededor llamada nebulosa planetaria.

nebulosa planetaria
El objeto Messier 57 es una de las nebulosas planetarias más conocidas. Está situada en la constelación de Lyra y en su centro todavía se aprecia la estrella enana blanca que la produjo || Créditos: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA) (Ver).

Por otro lado, el núcleo de la estrella sigue comprimiéndose y calentándose, pero ya no puede formar elementos más allá del oxígeno. Con esto la estrella brilla en forma de enana blanca, que se irá apagando conforme se vaya agotando su combustible y terminará por desaparecer del universo observable.

3) Supernova y estrella de neutrones

Las estrellas cuya masa original supera las 9 veces la del Sol tienen un final mucho más apoteósico. En este caso, cuando el hidrógeno se está acabando no se convierten en una subgigante.

La formación de la supergigante azul

El hidrógeno se ha consumido a una velocidad vertiginosa a lo largo de la etapa estable de la estrella. Y cuando se está agotando, el helio se ha depositado en el núcleo y está sometido a una presión extremadamente alta. La presión hace que la temperatura se eleve y la energía liberada hincha la estrella descomunalmente hasta formar una supergigante azul.

La temperatura en superficie llega a alcanzar valores altísimos de entre 28.000 K y 50.000 K. Es tan alta que se crean corrientes de convección haciendo que elementos del núcleo de la estrella se depositen cerca de la superficie. Además, estas estrellas supergigantes azules son muy inestables y pierden grandes cantidades de masa.

Una de las supergigantes azules más conocidas es Rigel en la constelación de Orión. Tiene una masa de unos 18 soles y un radio equivalente a 74 soles, es decir, un tamaño de 103 millones de Km.

La supergigante amarilla, un paso intermedio

Tras la supergigante azul la estrella entra en una etapa denominada supergigante amarilla. Se trata de una fase muy breve por lo que se conocen pocas estrellas de este tipo. La estrella sigue hinchándose a medida que su superficie se va enfriando. La temperatura se reduce hasta los 7.000 K aproximadamente.

polaris
Imagen de Polaris, la estrella polar, en una concepción artística basada en imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble || Créditos: Greg Bacon/STScI.

Una de las estrellas más famosas, la Estrella Polar o Polaris, es una supergigante amarilla. Actualmente tiene una masa de 5,4 veces la del Sol, aunque inicialmente debía ser mucho mayor. Se ha ido desprendiendo de parte de su masa en la fase de supergigante azul. Ahora, su radio es 37,5 veces el del Sol o lo que es lo mismo, un tamaño de 52,23 millones de Km.

Entramos en la fase de supergigante roja

La inestabilidad de las supergigantes azules continúa en las amarillas y también estará presente en la fase de supergigante roja. Su tamaño sigue aumentando y, por lo tanto, su superficie continúa enfriándose. Se llegan a alcanzar temperaturas superficiales de entre 3.000 y 4.000 K, muy bajas en comparación con el Sol, que tiene una temperatura superficial de 5.700 K.

Tal vez una de las supergigantes rojas más conocidas sea la estrella Antares en la constelación de Scorpio. Su masa es de 15,5 veces la masa del Sol y su radio es 680 veces el radio solar, lo que le confiere un tamaño total de unos 1.894 millones de Km. Esto quiere decir que si estuviese situada en el lugar del Sol, su tamaño iría más allá de la órbita de Marte.

Se fragua la supernova

Desde que teníamos la supergigante azul hasta que tenemos la supergigante roja, el núcleo de la estrella ha seguido recibiendo átomos de helio. La presión en el núcleo es tan alta y la temperatura tan elevada que se inicia la reacción triple-alfa. Así el helio se transforma en carbono y también en trazas de oxígeno.

Con esto, los elementos más pesados se depositan en lo más interno del núcleo estelar a medida que la presión sigue aumentando. Se alcanzan temperaturas en las que el carbono y demás elementos se fusionan y dan lugar a especies químicas más pesadas que se siguen depositando en el núcleo de la estrella.

El límite del hierro

El elemento más pesado que se genera es el hierro, y mientras se forma este elemento, la convección va sacando materiales del núcleo y los deposita en las capas más externas de la estrella formando una especie de nebulosa planetaria debido a la inestabilidad de las reacciones triple-alfa. El núcleo sigue recibiendo elementos y aumentando la presión.

Es tanta la presión que la temperatura generada se estima en unos 3.000 millones de Kelvin. Pero el hierro no se fusiona porque a esas temperaturas el núcleo se convierte en un amasijo de partículas alfa y neutrones. Finalmente, el núcleo de la estrella colapsa y estalla en forma de supernova. Y ahí sí que se generan las temperaturas necesarias como para crear fusiones nucleares entre todos los átomos generados y así formar el resto de átomos de la tabla periódica.

Supernova que puso fin a la vida de una estrella
El objeto Messier 1 muestra los restos de una explosión de supernova. La luz de la explosión llegó en el año 1054 y hoy tiene este aspecto || Créditos: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University) (Ver).

El núcleo sobrevive en forma de estrella de neutrones y su tamaño es de unos 20 Km de diámetro. Si la masa de la estrella de neutrones es inferior a 2,20 masas solares, valor denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, tendremos un púlsar y si además tiene intensos campos magnéticos, formará un magnétar.

4) Supernova y agujero negro

Si la estrella de neutrones remanente de la supernova tiene una masa superior al límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff, la estrella de neutrones se seguirá comprimiendo y llegará un punto en el que la densidad sea tan grande que ni tan siquiera la luz podrá escapar de su campo gravitatorio. En ese momento se forma un agujero negro de masa estelar y dejamos de recibir información del universo observable alrededor de esa región.

Conclusiones

De esta forma es como la masa de una estrella en origen es lo que determina cuál será su futuro. Un valor que se asigna de un modo arbitrario ya que depende de la cantidad de masa que haya en los alrededores en el momento de su formación.

Toda la masa que haya logrado aglutinar hasta llegar al equilibrio hidrostático será lo que determine cómo será su final. Ahí ya se podrá saber si será apagándose sin más o si terminará sus días estallando como una supernova.

Por supuesto este texto es tan solo un esbozo de cómo puede ser el final de una estrella. Se puede profundizar mucho más y entrar en detalles como la formación de estrellas Wolf-Rayet o cómo se forman los distintos tipos de supernova conocidos. Esto da para mucho más, pero espero que al menos les haya servido para comprender mejor cómo funcionan las estrellas.

Imagen de cabecera

  • Nebulosa planetaria M57 compuesta a partir de filtros hidrógeno alfa y OIII || Fuente: astrojolo.com (Ver original).

Referencias

  • Back on Track. ESO Science Release, eso0728 (2007) (Ver).
  • ESO Telescope Sees Surface of Dim Betelgeuse. ESO Photo Release, eso2003 (2020) (Ver).
  • Hubble panoramic view of Orion Nebula reveals thousands of stars. ESA Science Release, heic0601 (2006) (Ver).

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