Las estrellas nacen, evolucionan y mueren. El proceso se puede resumir en la fusión de átomos de hidrógeno en helio y la liberación subsecuente de mucha energía en forma de radiaciones electromagnéticas como calor y luz. Finalmente, la estrella pierde toda su energía y muere.
Nacimiento de una estrella
Debemos empezar por el hidrógeno. El núcleo de este elemento químico está formado por un electrón (carga negativa) que orbita alrededor de un protón (carga positiva). Si dos átomos de hidrógeno están muy cerca el uno del otro, sus núcleos se repelen. Sin embargo, bajo presiones y temperaturas altísimas es posible que se aproximen lo suficiente y se fusionen en un solo núcleo.
Imaginémonos un grupo gigante de átomos de hidrógeno que, debido a la gravedad, se atraen unos a otros. Al cabo de cierto tiempo, esa atracción hace que los átomos se acerquen cada vez más hasta formar una masa muy densa llamada nebulosa. La interacción de los átomos de hidrógeno aumenta y la temperatura llega a alcanzar unos 10 mil Kelvin (casi 10 mil grados centígrados). La fusión nuclear que se produce entre dos núcleos de hidrógeno hace que uno de los protones de hidrógeno se transforme en un neutrón, por lo que la masa total resultante es ligeramente más baja (2.0141 u) que la suma de masas de dos protones (2.0156 u). Esta pérdida de masa resulta en la liberación de mucha energía.
Dicha fusión transforma el átomo de hidrógeno en un deuterio, que es básicamente hidrógeno pesado, y cuando dos deuterios se fusionan, se forma helio y se libera energía electromagnética de diferentes tipos (lumínica, calorífica, ondas de radio, UV).
Evolución de una estrella
El factor más determinante en la evolución de una estrella es su masa total.
El hidrógeno se va consumiendo con el tiempo, lo que produce ciertos cambios en la estrella. El primer cambio es el aumento de helio en la estrella; cuantos más átomos de hidrógeno se fusionen, más helio se forma. El tamaño de la estrella está directamente relacionado con la presión dentro de la misma, por lo que una estrella más grande tiene mayor presión que una pequeña y la fusión de hidrógeno es más rápida. Este proceso de fusión es responsable del encogimiento del núcleo de la estrella ya que el helio es más denso que el hidrógeno; es decir, está más condensado y tiene una atracción gravitatoria más fuerte.
De forma gradual, la fusión nuclear de hidrógeno que antes ocurría en el núcleo de la estrella ahora se produce alrededor de este. La fusión en este momento es más rápida que antes porque, debido al aumento gravitatorio, más hidrógeno se aproxima al núcleo de helio. El radio de atracción va aumentando a medida que se fusiona hidrógeno en helio y esto a su vez hace que el núcleo de helio crezca aún más.
La estrella, antes blanca o azulada, se hace más brillante debido a este proceso de fusión, transformándose en una gigante roja. La temperatura de una gigante roja es menor porque la energía liberada se disipa en una superficie mayor que antes y por lo tanto la pérdida de temperatura es más rápida.
No obstante, el núcleo de helio crece continuamente y con ello su temperatura puede alcanzar hasta los 100 millones Kelvin. Llegados a este punto, la presión nuclear es tal que el helio comienza a fusionarse y formar mayoritariamente carbono y oxígeno. Esta fusión no libera tanta energía como la fusión de hidrógeno y la estrella comienza a enfriarse.
Muerte
Cuando una estrella como el Sol se transforma en una gigante roja, su diámetro crece unas cien veces. Debido a este crecimiento, La Tierra estaría en contacto con la superficie, o muy cerca de ella, del Sol. En cualquier caso, no debemos preocuparnos porque no ocurrirá hasta dentro de más de 5000 millones de años.
La fusión de helio en esta etapa de la estrella forma elementos más pesados como el carbono y el oxígeno. Por lo tanto, la estructura de la estrella ha cambiado. El nuevo núcleo está formado por carbono y oxígeno rodeado por átomos de helio que se fusionan. La siguiente capa la forman átomos de hidrógeno fusionándose para dar helio y finalmente, la capa externa está compuesta por un plasma de hidrógeno.
La presión del núcleo es extremadamente alta y llega un punto en el que éste explota. Esta explosión llamada flash de helio libera energía dentro de la estrella.
La nueva estructura de la estrella es algo más compleja: un núcleo de oxígeno y carbono rodeado por helio en fusión, una capa de helio inerte, una capa de hidrógeno fusionándose y una última capa de plasma de hidrógeno. En algún momento, los elementos de las capas externas se agotan y solo queda un núcleo súper denso de carbono y oxígeno.
En el caso de estrellas similares al Sol, estas son ahora enanas blancas en proceso de enfriamiento hasta que hayan perdido toda su energía y se transformen en enanas negras.
Las estrellas masivas sufren un proceso deferente. Estas estrellas fusionan hidrógeno mucho más rápido porque poseen una masa mucho mayor y dan lugar a estrellas supergigantes rojas. Como todo ocurre en menor tiempo, la vida de las estrellas masivas es más corta que la vida de estrellas con masa como la del Sol. Otra diferencia importante es la fusión de átomos de carbono y oxígeno formando elementos más pesados hasta llegar al hierro (Fe). La última etapa es la supernova, que ocurre cuando la fusión en el núcleo de la estrella se detiene por falta de combustible y esta implosiona.
Referencias
NASA. (2011). NASA’s Kepler Mission Helps Reveal the Inner Secrets of Giant Stars for the First Time. https://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/news/giant_stars.html
NASA. (2003). Stellar Evolution – The Birth, Life, and Death of a Star. https://www.nasa.gov/audience/forstudents/9-12/features/stellar_evol_feat_912.html
