LAS ESTRELLAS

como todos los cuerpos materiales del Universo, están constituidas por átomos.

Un átomo consta de un núcleo, con carga eléctrica positiva, rodeado de electrones, con cargas eléctricas negativas. A su vez, un núcleo atómico está formado por dos tipos de partículas: protones, cargados positivamente y neutrones, sin carga (Figura 15).

Figura 15. Un átomo de litio. El núcleo está formado por 3 protones y 4 neutrones. En estado neutro, el átomo posee 3 electrones.

El calor es una manifestación macroscópica del movimiento de los átomos. Mientras más caliente está un cuerpo, sus átomos se mueven más rápido, chocando continuamente entre sí. Si la temperatura es muy alta, los átomos llegan a "sacudirse" de algunos o de todos sus electrones: se forma, entonces, una mezcla de núcleos atómicos y de electrones libres.

Una estrella es una gigantesca masa de gas incandescente que brilla porque en su centro se producen reacciones de fusión nuclear. La temperatura en el centro de una estrella puede alcanzar decenas de millones de grados.¹ A tales temperaturas, los núcleos, desprovistos de electrones, chocan tan violentamente unos con otros que llegan a fusionarse entre sí. Al principio son los núcleos de hidrógeno los que se fusionan para producir núcleos de helio. Como vimos en el capítulo anterior, la masa del núcleo de helio es ligeramente inferior a la masa de sus constituyentes por separado y la diferencia se libera en forma de energía. Este proceso genera la energía que radia una estrella —el Sol, por ejemplo— en forma de luz y calor.

En la plenitud de su vida, una estrella se mantiene en equilibrio gracias al balance muy preciso entre dos fuerzas que actúan sobre ella: la fuerza de atracción gravitacional entre las diversas partes de la estrella y la fuerza de presión de la materia incandescente. La primera fuerza tiende a contraer a la estrella y la segunda a expanderla (recordemos que un gas, al calentarse, se expande aumentando su presión). En la mayoría de las estrellas, el equilibrio entre estas dos fuerzas puede durar miles de millones de años. Los astrónomos han calculado que el Sol nació hace unos cinco mil millones de años y seguirá brillando, en la forma en que lo hace actualmente, durante otro lapso semejante.

El combustible nuclear de una estrella no puede durar eternamente. Cuando todo el hidrógeno del centro de la estrella se ha transformado en helio, pueden suceder otras reacciones nucleares en las que estén involucrados otros elementos químicos. Así, si la temperatura en el centro de la estrella alcanza unos doscientos millones de grados, los núcleos de helio se fusionan entre sí y producen núcleos de oxígeno y carbono. Si aumenta aún más la temperatura, el carbono se trasmuta en oxígeno, neón, sodio y magnesio, y así sucesivamente. Si la temperatura central alcanza unos 3 000 millones de grados, se pueden formar todos los núcleos atómicos que no sean más pesados que el hierro, pues los elementos más pesados que éste no pueden fusionarse liberando energía, así que la fusión nuclear en una estrella se termina definitivamente cuando sólo queda hierro en su centro. De hecho, en la mayoría de las estrellas, la fusión nuclear termina mucho antes, pues sólo las estrellas más masivas son lo suficientemente calientes como para producir hierro.

La evolución final de una estrella es un proceso bastante complicado, en el que fases de expansión, equilibrio y compresión pueden alternarse varias veces a medida que la estrella quema diversos tipos de combustible nuclear en su centro. Relacionadas con las etapas evolutivas de la estrella, se producen inestabilidades que originan desde la expansión de las capas gaseosas más externas, hasta la eyección violenta de grandes cantidades de materia estelar al espacio. En cualquier caso, al envejecer, las estrellas arrojan al espacio una fracción importante de sus masas, con lo que enriquecen de gas el medio interestelar. De ese gas se forman nuevas estrellas, en un proceso que se repite desde hace miles de millones de años.

No todas las estrellas viven y mueren de la misma manera; el parámetro fundamental que determina la evolución de una estrella es su masa. La masa de nuestro Sol es aproximadamente 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kilogramos o, escrito en forma más compacta 2X10³⁰ kg (es decir, 2 seguido de 30 ceros). El Sol es una estrella de un tipo bastante común. La masa de las estrellas puede variar en un rango muy amplio; desde una centésima hasta cien veces la masa del Sol. Una estrella no puede tener menos de una centésima de la masa solar porque la temperatura en su centro sería insuficiente para encender las reacciones nucleares; y una estrella cien veces más masiva que el Sol sería sumamente inestable y se desbarataría rápidamente.

Por supuesto, las estrellas más masivas disponen de más materia para liberar energía y, por lo tanto, brillan más que las poco masivas. Sin embargo, mientras más masiva es una estrella, menos tiempo brilla, porque consume su combustible nuclear mucho más rápidamente que una estrella poco masiva. Los astrofísicos han calculado que las estrellas más masivas derrochan toda su energía en unas cuantas decenas de miles de años, mientras que una estrella como el Sol puede brillar tranquilamente durante 10 000 millones de años.

En la actualidad, la mayoría de los astrónomos piensa que las estrellas se forman a partir de condensaciones en las gigantescas nubes de gas observadas en la galaxia. Por otra parte, debemos recordar que, según las teorías cosmológicas más aceptadas, el Universo mismo nació hace unos 15 mil millones de años y que la edad de nuestra galaxia —de la que forma parte el Sol y todas las estrellas que observamos— es muy cercana a la del Universo.2

Ahora bien, se ha calculado que las estrellas cuya masa es inferior a unas 0.7 veces la masa del Sol, pueden vivir por más de 15 mil millones de años, mientras que, como ya señalamos, las más masivas apenas viven unas cuantas decenas de miles de años. En consecuencia, podemos afirmar con certeza que deben existir en nuestra galaxia muchísimos restos de estrellas más masivas que 0.7 masas solares, que ya dejaron de brillar o están en las últimas etapas de su evolución. Es aquí donde surge la pregunta: ¿qué aspecto tienen estas estrellas que dejaron de brillar? Dependiendo de la masa de la estrella, o lo que queda de ella, su fin puede tomar tres formas distintas: enana blanca, estrella de neutrones y hoyo negro.