¿Cómo mueren las estrellas?. Ó cuál es el ciclo de las estrellas

Nebulosa Planetaria. Ésto es el cadaver de una estrella. (Nebulosa de la Hélice NGC7293). Esta nebulosa la formó la muerte de una estrella similar al Sol.

La historia de La Tierra ha ido cambiando con el paso del tiempo: polvo, lava, roca, condensación, rayos, aminoácidos, suerte, bichillos, bichos, bichos más grandes, peces, dinosaurios, meteoritos, bichillos, plantas, bichos más grandes, calma, monos, monos con menos pelo, homínidos, homínidos más guapos, homo sapiens, escribir, navegar, descubir América, y el Whatsapp… Se que el resumen es un poquito basto (cuanto menos) pero es suficiente para dar una idea de que en todas esas etapas tan distintas de la evolución de la Tierra y de la vida en la misma hay algo en común: ¿Qué es eso que hay en común?, ¿qué ha habido siempre aquí en la Tierra?… Luz, calor: el Sol… Y al igual que el Sol, parece que siempre ha habido estrellas en el firmamento…
Es entonces cuando surge la pregunta: ¿son eternas las estrellas?. La respuesta es que no. Las estrellas tienen un ciclo vital en el que nacen, crecen, mueren y luego, pueden, en cierto modo, reproducirse y crear otras estrellas… El problema es que el ciclo de vida de las estrellas es muy muy largo. Tanto que, en los 13.799 millones de años de edad del universo solo ha habido entre dos y tres generaciones de estrellas… Nuestro Sol es la segunda generación.

Uno de los problemas de las estrellas es que su muerte es demasiado bonita como para pensar que estamos presenciando un cadáver. Las estrellas tienen un concepto muy mexicano de la muerte: su cadáver son las nebulosas.

¿Cómo mueren las estrellas? Sería la pregunta inmediatamente siguiente… Bueno, es un proceso complicado que requiere conocer antes cómo se mantienen vivas: vamos a ello.

Las estrellas son inmensas bolas de gas a enorme presión (y por lo tanto a enorme temperatura). En su interior hay, de forma simplificada dos fuerzas: la fuerza de la gravedad, que hace que la estrella tienda a colapsar (la aprieta como nosotros apretamos una bola de papel) y la fuerza de las reacciones nucleares, que tiende a expandir la estrella (como una explosión de energía nuclear -eh eh, físicos tiquismiquis, es un “como” muy cogido con pinzas. De eso a la realidad hay un trecho, lo se). Y es que sí: las estrellas son inmensos reactores nucleares. Pero no producen la fisión atómica (es decir, no rompen los átomos para crear energía como hacemos nosotros en nuestras centrales nucleares) sino que juntan átomos: realizan fisión nuclear.
Imagina dos enamorados separados por una ciudad. Ellos mismos tienen una energía por separado, pero cuando hay suficiente presión sobre ellos como para conseguir que atraviesen la ciudad y se junten, en ese momento crean muuuucha energía, pues la energía que requieren para estar separados es mayor que la que requieren para estar juntos. Pues algo así les pasa a los átomos. (Físios tiquismiquis: chitón).
Esa energía es como una “mini explosión nuclear” que como hemos dicho, impulsa la estrella hacia fuera. Cuando la fuerza de la gravedad y la nuclear se estabilizan (que matemáticamente es equivalente a decir que se igualan las fuerzas), tenemos una preciosa estrella estable generando luz y calor por las reacciones nucleares.
Esta condición se llama equilibrio hidrostático, y aunque es un poco más compleja por la presión hidrostática, lo explicado nos será suficiente para comprender cómo continúan viviendo las estrellas.

Esas preciosas estrellas estables funcionan a la perfección mientras los átomos de hidrógeno colisionan y forman helio. La gravedad aprieta los átomos para juntarlos y los mismos átomos, al juntarse, crean esa fuerza que empuja hacia fuera las estrellas, crea neutrinos, crea la luz…

Esta es la reacción de fuisón que se produce en el interior de las estrellas. Bueno, realmente una de ellas... Porque hay muchísimas reacciones posibles.

Cadena Protón-Protón. Esta es una de las reacciónes de fuisón que se producen en el interior de las estrellas similares al Sol.

El proceso se produce de arriba a abajo. Dos protones se unen y uno de ellos, mediante un proceso conocido como decaimiento beta positivo, emite un neutrino, un positrón y se convierte en un neutrón. Este proceso libera energía.

En este momento tenemos dos átomos de Hidrógeno 2, es decir: dos átomos formados por un protón y un neutrón. En este momento, otro de los protones libres se une a ese átomo, formando Helio 3 (es decir, un átomo con dos protones y un neutrón). Este proceso también produce energía y fotones (es decir, luz).

Por último, estos dos átomos de Helio 3 se unen formando un átomode Helio 4 (dos protones y dos neutrones) y liberando de nuevo dos protones y energía.

Como vemos es un proceso que libera energía constantemente y que, partiendo de cuatro protones (mas dos que se añaden posteriormente), termina con dos protones, dos neutrones, y otros dos protones libres. Por lo tanto es muy eficaz.

Este proceso se conoce como proceso Protón-Protón y libera aproximadamente una energía de unos 25 MeV. Esta es la reacción dominante en las estrellas tipo Sol.

Ciclo CNO. Un ciclo mucho más complejo que adquiere bastante importancia, cuanto más masivas son las estrellas.

Ciclo CNO. Un ciclo mucho más complejo que adquiere bastante importancia, cuanto más masivas son las estrellas.

A la derecha vemos otro ciclo de fusión: el proceso CNO. Este proceso adquiere más importancia cuanto más masiva sea la estrella. Como vemos es un proceso mucho más complejo, y que no es tan efectivo a nivel energético

Por ahora todo es muy bonito: los átomos se fusionan, producen energía, la estrella mantiene un equilibrio muy bueno etc. El problema viene cuando el combustible se va agotando: ¿qué pasa cuando se acaban los átomos de Hidrógeno? En este momento se comienza a fusionar el Helio mediante la reacción triple alfa: proceso por el cual dos átomos de Helio 4 se fusionan para formar un átomo de Carbono 12.

Entonces… ¿las estrellas van juntando átomos cada vez más grandes indefinidamente y por lo tanto, son eternas? Bueno, pues no. En este proceso hay dos problemitas…

El primero es que cuanto más grandes son los átomos, menos energía liberan al juntarse. Por ejemplo, el proceso Triple Alfa tan solo emite 7.367 MeV de energía, es unas tres veces (y pico) menos energético que el Protón-Protón. ¿Qué ocurre entonces? Que sobreviene el segundo problema.
Si la energía que producen las reacciones es menor, la fuerza que generan estas reacciones también es menor, y teniendo en cuenta que la gravedad mantiene su misma fuerza, ésta gana un poquito la partida… Así que la estrella se comprime un poquito más. Es esta compresión la que añade más presión y permite que se junten los átomos más pesados.

Pero todo esto tiene un límite, y este límite depende de la masa de la estrella (en cierto modo, de la presión que sea capaz de generar su compresión gravitatoria), así que… ¿Qué ocurre si la estrella tiene una masa muy pequeña? ¿Podría ser incapaz de fusionar átomos de Helio? Y si la masa es muy grande, ¿hay algún límite?. Bueno, ya entramos en el tema de la muerte estelar… Y es que la muerte de las estrellas es distinta según su masa. Como especie cosmocéntrica que somos, medimos ese peso en masas solares. La masa del Sol es de 1,9891·1030 kilogramos, que viene a ser 333.000 veces más que el peso de la Tierra. Otra forma de imaginar lo extraordinariamente pesado que es el Sol es darse cuenta que el peso de todos los planetas del Sistema Solar solo corresponde al 0.2% del peso total del Sistema Solar, siendo el 99.8% restante correspondiente únicamente al Sol.
Y lo mejor es que, como veremos, no es ni mucho menos una estrella grande…

Bueno, a lo que vamos. ¿Qué les ocurre a las estrellas cuando se acaba el Hidrógeno?

Estrellas de menos de 0.076 Masas Solares: no son capaces de fusionar todo el Hidrógeno y acaban formando las llamadas Enanas Marrones. La muerte de estas estrellas es un poco triste. Como no pueden fusionar todo el hidrógeno, emiten muy poca energía y esto hace que, ademas, sean muy difíciles de observar. Se han conseguido detectar varios centenares de enanas marrones, con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000 grados Celsius. La temperatura superficial aumenta en función de la masa del mismo, y disminuye en función de su edad. Así que… ¿Podría haber estrellas suficientemente frías como para darnos un baño? Si, eso es. Y de hecho en Abril del 2014 la NASA descubrió una Enana Marrón cercana a nuestro Sol que se encontraba a una temperatura entre -13ºC y -48ºC, la gélida WISE J085510.83-071442.5
Así que la definición de Enanas Marrones es un tanto difusa en comparación con Estrellas Fallidas (estrellas sin suficiente masa para crear energía) o planetas gaseosos enormes (al fin y al cabo, Júpiter también es una enorme masa de gas que, con 13 veces mas Masa podría considerarse una Enana Marrón y, con 80 veces más masa, podría ser una Enana Roja, de la que pasamos a hablar ya mismo.

Estrellas entre las 0.08 y las 0.5 Masas Solares: estas estrellas fusionan todo el Hidrógeno pero no son capaces de fusionar todo el Helio. Forman las llamadas Enanas Rojas. Son objetos similares a las enanas Marrones, pero con más temperatura (hasta los 4000K) y tienen una curiosidad. Se ha calculado que las Enanas Rojas de mayor masa son totalmente convectivas: esto es que el Helio sin fusionar no se acumula completamente en el núcleo, sino que por movimientos de convección (producidos por la diferencia de temperatura entre la parte más externa y la más interna) se reparte por toda la estrella. Esto hace que su vida sea muy lenta, tanto que de hecho, no hemos observado ninguna enana roja en sus últimas etapas de evolución estelar dado que el universo no es lo suficientemente antiguo.
Se cree que, cuando las enanas rojas estén en esas etapas se convertirán en enanas azules (que son teóricas, por ahora) puesto que con el paso del tiempo las enanas marrones irían incrementando su luminosidad, incrementando también su radioactividad para incrementar de este modo su temperatura en la superficie y volviéndose azuladas.
Son las estrellas que, se creen, conforman tres de cada cuatro estrellas de la Vía Láctea. De hecho, Próxima Centauri: nuestra estrella vecina, es una enana roja, así como las 20 estrellas más cercanas al Sol.

Y direis… ¡Dónde están esas estrellas que explotan! ¡Las que forman las nebulosas! ¡Las interesantes! Bueno, ciertamente las estrellas que hemos comentado hasta ahora realmente no han muerto como tal. Tan solo se han quedado “en estado vegetativo” y son bastante poco sorprendentes. La chicha empieza ahora…

Estrellas entre las 0.5 Masas Solares y 1.44 Masas Solares. Estas estrellas son capaces de fusionar el Hidrógeno y el Helio hasta llegar a tener un núcleo de Oxígeno y Carbono pero no es capaz de seguir fusionando átomos. En esta fase, se dice que la estrella entra en la fase de Gigante Roja.
(Una pausa… ¿Por qué las estrellas no pueden seguir fusionando átomos? Bueno, es algo bastante complejo. Hay que tener en cuenta que los átomos se juntan “violando” las ley de Coulomb de la electrostática. Un átomo atraviesa la barrera de potencial del otro como si de una pared se tratase, cosa que solo se permite en la física cuántica. Y la probabilidad de atravesar esta barrera decrece muchísimo con la masa, y por lo tanto, cuanto más pesados sean los átomos, menos veces serán capaces de atravesar dicha barrera).

Capas de una Gigante Roja. Como vemos el núcleo está formado por Carbono y Oxígeno, el manto intermedio continua fusionando Helio y existe una capa exterior de Hidrógeno que no tiene suficiente presión para fusionarse.

En estas estrellas ya tenemos capas. Cuanto más profundo lleguemos en la estrella más presión habrá y más átomos podrá fusionar. Así, el núcleo de estas estrellas está formado por Carbono y Oxígeno, la capa intermedia por Helio quemándose y la capa externa por Hidrógeno incapaz de fusionarse puesto que no hay presión suficiente.

La temperatura del núcleo aumenta muchísimo puesto que la presión es enorme, y por lo tanto, esa mayor temperatura hace que el ratio de fusión del Helio también aumente (recordemos la teoría cinéticomolecular del instituto: la temperatura es tan solo la velocidad de las partículas de modo que, cuanto más temperatura, más rápido se mueven y eso en las estrellas se traduce en más choques y por lo tanto mayor probabilidad de fusionarse) y de este modo, a pesar de que es una reacción menos energética que la fusión del Hidrógeno, el mayor número de fusiones produce tanta energía que empieza a expandirse la zona de quema de helio de la estrella hacia fuera. Por otra parte, el núcleo de Carbono y Oxígeno se va comprimiendo cada vez más y más.

Veamos que pasa en cada una de las dos partes. El núcleo empieza a degenerar sus electrones. Esto es: los átomos empiezan a estar más y más cerca uno de otro y por lo tanto, los electrones (que son la “capa exterior” del átomo) se acercan mútuamente.

Y aquí entra en acción el Principio de Exclusión de Pauli. Ésto viene a decir básicamente que dos partículas subatómicas no pueden estar en el mismo estado cuántico. Esto es: imaginemos que los electrones pueden estar en dos estados: arriba y abajo. Mientras el núcleo estelar se va contrayendo, los electrones van siendo “presionados” hacia él y poco a poco van ocupando los niveles de energía más bajos -las órbitas que se encuentran más cerca del núcleo del átomo- pero cada nivel solo admite dos electrones (uno hacia arriba y otro hacia abajo) por lo que, cuando un tercer electrón quiere meterse en una órbita con dos electrones el Principio de Exclusión de Pauli lo manda hacia arriba, hacia la primera capa externa en la que el electrón tenga hueco. Por si fuera poco, los electrones normalmente suben a capas más altas cuando éstos adquieren energía, pero estos electrones, al estar confinados, lo que hacen es irse interacambiando entre las capas ocupadas a velocidades cada vez mayores, que es el único modo que tienen de expresar toda la energía que tienen. Esta fuerza es la que mantiene el equilibrio en el núcleo.

Mientras tanto, la capa de quema de Helio sigue expandiéndose hasta que se acabe todo el helio. Y la capa de hidrógeno no tiene suficiente fuerza como para generar reacciones relevantes, por lo que es expandida junto a la capa de Helio.
¿Y cuando se acaba el Helio? Pues empieza la fiesta…

Cuando se acaba el Helio ya no hay fuerzas creadas por la fusión nuclear que empuje hacia afuera esas capas de la estrella por lo que de repente, esas capas empiezan a caer hacia el núcleo…
Y claro: un núcleo enormemente denso y una inmensa cantidad de masa acelerándose a toda pastilla cayendo hacia él… el espectáculo está asegurado.
Cuando esas capas colisionan contra el núcleo, éstas rebotan y salen despedidas formando las llamadas nebulosas planetarias:

Nebulosa Planetaria Ojo de Gato (NGC 6543). Una de las nebulosas planetarias más bellas y complejas.

Nebulosa Planetaria Ojo de Gato (NGC 6543). Una de las nebulosas planetarias más bellas y complejas.

Al principio de esta entrada hemos visto una imágen de la nebulosa de la Hélice. Esta nebulosa, aunque hay evidencias de bailes de estrellas en su interior y hay cierta complejidad en sus dos anillos (el anillo interior se expande más rápido que el exterior y fueron creados con unos 6000 años de diferencia) es una nebulosa aparentemente simple en la que se puede ver el remanente estelar en el centro: la enana blanca, y uno puede imaginarse el proceso de formación.
Sin embargo, la Nebulosa Ojo de Gato es mucho más espectacular, y como suele pasar, lo más espectacular es lo menos comprendido…
Se puede ver en el exterior un halo de gas, liberado poco antes de la colisión, y las capas interiores con formas que se pueden explicar con una emisión en rotación, debido a que en su interior no hay solo una estrella sino dos, una rotando en torno a otra.

Y vistas las nebulosas planetarias… ¿Qué es de la enana blanca?. La enana blanca es muy muy masiva, y muy muy pequeña. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. ¡Ni más ni menos! Su destino es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta.

Y este es el destino de nuestro Sol. Éste se extenderá hasta engullir Mercurio y Venus, y cuando explote, la radiación que emita la enana blanca freirá todo lo que pueda quedar en el planeta Tierra… La enana blanca del centro tendrá un tamaño aproximadamente similar a la Tierra y una masa entre 0.5 y 0.7 masas solares.

Estrellas entre las 1.44 Masas Solares y 2.5 Masas Solares. En el interior de estas estrellas se produce un proceso similar al anterior pero con la peculiaridad de que la temperatura es tan absolutamente alta y los fotones son tan energéticos que son capaces de romper los átomos de Hierro del núcleo, formando varios núcleos de Helio y Neutrones libres. Esos átomos de helio, a su vez, son rotos de nuevo en forma de protones y neutrones que, cuando dichos protones colisionan con uno de los electrones que antes orbitaban el núcleo del hierro forman de nuevo un neutrón (como vimos más arriba).

Como veos, esta estrella queda formada únicamente por neutrones. Se forma una Estrella de Neutrones. Esta estrella ya es un monstruo estelar como es debido.
Su densidad es inmensa. Una pequeña cucharilla de té que contuviese material de una de estas estrellas de Neutrones pesaría unas 900 veces la Gran Pirámide de Giza… 5 000 millones de toneladas!

Púlsar de la Nebulosa del Cangrejo.

Además, al igual que el giro de una bailarina aumenta conforme pega sus brazos al cuerpo, el diminuto tamaño de esta estrella hace que cualquier giro de su estrella madre, por pequeño que sea, se vea incrementado. De este modo, toda esta mole gira desde varias decenas hasta miles de veces por segundo sobre si mismas, formando lo que se conocen como púlsares. Estos púlsares emiten un chorro de rayos X por sus polos de modo que podemos verlos como faros cósmicos.
Esta estrella queda estabilizada debido de nuevo al principio de Exclusión de Pauli. Al igual que le pasaba a los electrones anteriormente, estos Neutrones se alejan entre si intentando no estar demasiado cerca entre si.
Además, tanta masa y tan poco tamaño producen unas velocidades de escape absolutamente enormes… ¡Del orden del tercio o la mitad de la velocidad de la luz!
Por último, mezclando la enorme velocidad de rotación, y teniendo en cuenta la enorme atracción gravitatoria, podemos entender que cualquier material que caiga sobre dicha estrella quede absolutamente destrozado. Tanto, que cualquier cosa que caiga quedará transformada en el mismo material de la estrella: neutrones, haciendo la materia absorbida completamente indistinguible…

Estas estrellas ya son cosa seria. Si las intentamos estudiar con las ecuaciones que conocemos… Nada de nada… Los efectos cuánticos ya son bastante apreciables y se nos empieza a complicar todo… Pero espera, que aun viene lo mejor…

Estrellas de más de 2.5 Masas Solares. Estas estrellas, al igual que las estrellas de Neutrones, siguen un ciclo similar a las Supernovas, pero en este caso no conocemos exactamente qué ocurre en el interior de los átomos de las estrellas. El equilibrio debido a la degeneración de Neutrones se rompe y ahí entran en juego los Quarks y los componentes fundamentales de los hadrones… Y ahí nos perdemos…

El caso es que se forma una estrella enormemente masiva y diminuta, de forma que la velocidad de escape es mayor a la de la luz. De este modo, cualquier cosa que cruce un límite (llamado Horizonte de Sucesos) caerá irremediablemente al interior del agujero negro.
Cabe recalcar que el agujero negro NO es “una aspiradora” o un “pozo cósmico”. Es una estrella, esférica, con rotación, pero que no se deja ver.
Tampoco son tan peligrosos como se dice. Si nuestro Sol se convirtiese en un agujero negro, nada cambiaría (bueno si: se acabaría eso de tomar el sol y tal) pero todos los planetas seguirían orbitando tranquilamente sin ser vorazmente engullidos. Mientras no estés cerca del horizonte de sucesos, nada malo puede pasar…

¿Y cuánto pesan y miden estos trastos? Bueno, en el caso de que el Sol se hiciese un agujero negro, su horizonte de sucesos tendría un tamaño de una canica… ¡Una canica! Y si, hablamos del horizonte de sucesos porque el agujero negro deja de estar definido por el material que lo crea, y empieza a estar definido por su horizonte físico… Antes de entrar a ese horizonte nos encontramos en terreno seguro pero al sobrepasarlo… Ahí toda la física hoy por hoy conocida queda evaporada y no entendemos nada de lo que ocurre por aquí…
Un tema fascinante para un próximo capítulo… ¿No creéis?

Fotografía Real de un Agujero Negro Galáctico. Este no se ha formado por el colapso estelar pero es el único tipo de agujeros negros que podemos fotografiar a día de hoy.

 

Y después de todo esto… ¿Cómo nacen las estrellas? Ave Fenix.
El proceso es precioso: el gas liberado de las explosiones anteriores se condensa de nuevo para formar nuevas estrellas al chocar con gas circundante o con explosiones cercanas.
Teniendo en cuenta que ese gas tiene materiales pesados, éstos se condensarán formando planetas rocosos, y crean estrellas cada vez con materiales más pesados. Esto nos permite identificar las edades de las estrellas de la galaxia.

Podemos observar en esta imágen que el flujo del gas hidrógeno va de derecha a izquierda. En un punto a la izquierda de la imágen, una estrella al explotar creó una “burbuja” que colisiona con el propio flujo de gas y se forma en medio una zona brillante: una nebulosa donde se creará un enorme número de estrellas.

Así que si: las estrellas cada vez serán más pesadas, menos luminosas, más fugaces y algún día dentro de mucho mucho tiempo, el universo será un lugar helado y oscuro. Así que aprovecha y disfruta del privilegio que tienes de poder observar el cielo y asombrarte con la inmensidad de las luces tililantes sobre la que se construyen los sueños, los poemas, los amores, los poetas…

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