Tras calcular la distancia que le separa de los países que rodean su isla, nuestro náufrago se prepara para emigrar. Le gustaría nadar hacia algún país donde se invierta en ciencia e investigación; un país con futuro, vaya. Por suerte, las facturas de su playa le han dado una pista sobre la base de la economía de cada país y el grado de desarrollo en que se encuentra, si le espera un largo porvenir o si se avecina una temible crisis.

Algo parecido es lo que nos cuenta la composición química de una estrella. Podemos saber en qué momento de su ciclo vital se encuentra si averiguamos cuál es su “combustible”, aquello que mantiene su energía. Pero vayamos por partes. ¿A qué nos referimos con “combustible” en este caso?

Bien, a grandes rasgos, una estrella es un inmenso reactor nuclear, que fusiona distintos átomos y libera la energía sobrante en forma de radiación. La mayoría de ellas nacen en el seno de una nube molecular, una región del espacio donde abunda el hidrógeno en su forma molecular. Este es el “combustible” primario de todas las estrellas, ya que los átomos de hidrógeno pueden fusionarse y formar helio más un exceso de energía. Por ese motivo, estas nubes de gas y polvo espacial se conocen también como “viveros de estrellas”, un precioso nombre que nos invita a imaginar el arte de la jardinería espacial. En ocasiones, atraída por la gravedad, la nube puede comprimirse hasta colapsar bajo su propio peso y formar una protoestrella.

En este punto, si la masa es menor que 0,08 masas solares (0.08 M_☉), la protoestrella no se comprimirá lo suficiente y no alcanzará la temperatura necesaria para empezar a fusionar el hidrógeno. Terminará convertida en una enana marrón de poca luminosidad y se irá apagando y enfriando poco a poco con el tiempo. En cambio, las protoestrellas que superan este umbral de masa y temperatura (unos 10 millones Kelvin) empiezan a fusionar hidrógeno en su núcleo. Pasan entonces a formar parte de la secuencia principal, aquella rama especialmente visible del diagrama Hertzsprung-Russell (el mapa de historias de las estrellas). La presión de radiación causada por las reacciones de fusión y la propia gravedad de la estrella darán lugar a un equilibrio de fuerzas que definirá su tamaño y la situará en un punto determinado de dicha rama¹.

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida sobre la secuencia principal, mientras queman el hidrógeno de su núcleo. Estas reacciones de fusión, van dando lugar poco a poco a otros elementos más pesados, que pueden convertirse a su vez en combustible nuclear. Primero aparece el helio, luego el berilio, el carbono, el oxígeno… hasta que finalmente se forman átomos de hierro, los más pesados. Una estrella alcanza la vejez cuando se agotan las fuentes de hidrógeno de su núcleo. Es en ese momento cuando se separa de la secuencia principal y busca otro rincón del mapa donde pasar su jubilación. Pero la dirección de este desplazamiento, su velocidad y su destino dependen de la masa inicial de la estrella.

La muerte de las estrellas depende de su masa

Si la estrella tiene una masa baja o intermedia (menor que 9 M_☉), no alcanzará la temperatura suficiente como para quemar el helio que se forme en su núcleo de manera inmediata. Tras agotar su núcleo, seguirá quemando hidrógeno en capas cada vez más alejadas del centro y al hacerlo se expandirá hasta formar una gigante roja. Se piensa que este es el futuro que le espera a nuestro Sol. Dentro de unos pocos miles de millones de años, engullirá a Mercurio, a Venus y quizás también a la Tierra.

Tras esta inmensa expansión, es posible que la gigante empiece a devorar también el helio de su núcleo. Esta fase recibe el nombre de apelotonamiento rojo debido a la concentración de este tipo de estrellas en el diagrama H-R. Una vez el helio del núcleo se agota, la estrella vuelve a consumirse en capas cada vez más externas. En el proceso se expande, y se enfría (se vuelve cada vez más gigante y más roja), recorriendo el diagrama hacia arriba y hacia la derecha. La estrella alcanza su mayor tamaño justo antes de extinguirse. Hasta que, finalmente, expulsa sus capas externas (las menos atraídas por la fuerza gravitatoria) y queda convertida en una nebulosa planetaria con una enana blanca en su centro.

Las estrellas un poco más grandes (entre 9 y 30 M_☉) tienen un origen similar. También ellas nacen en viveros y pasan su juventud consumiendo el hidrógeno de su núcleo. Pero cuando este combustible se agota, pueden seguir quemando helio sin problema. En el proceso, su luminosidad no varía, pero debido a la pérdida de masa, su temperatura (su color) disminuye rápidamente y se desplazan a la derecha en el diagrama. De azules pasan a blancas, luego amarillas, hasta que se convierten en supergigantes rojas, las estrellas más grandes del universo. Cuando agotan todo su combustible, el colapso gravitatorio de su enorme masa genera una supernova, con un remanente estelar en forma de estrella de neutrones.

Las estrellas más masivas de todas (mayor a 30 M_☉) tienen una historia similar, salvo por un detalle, y es que la estrella pierde masa a un ritmo tan elevado que nunca llega a convertirse en una supergigante roja. Una vez consume todo su combustible, la estrella colapsa y da lugar a una supernova y a un agujero negro como remanente estelar.

Son historias fascinantes de objetos remotos, a distancias inabarcables incluso para nuestra imaginación. Lo fascinante es que hoy podamos contarlas con solo mirar la luz de las estrellas. Gracias a siglo y medio de investigación, hemos aprendido descifrar su mensaje. Hemos atravesado por fin la superficie de la bóveda celeste, y al otro lado hemos encontrado un profundo relato formado de tiempo, hidrógeno y gravedad.

Nota: