Una estrella llega al final de su vida cuando en su interior dejan de haber reacciones nucleares (las reacciones nucleares luchan contra la fuerza gravitacional de la estrella y evitan que se colapse). Si una estrella ha nacido con una masa equivalente a 10 veces la masa del Sol, las reacciones nucleares llegarán a su fin cuando su núcleo esté compuesto por carbono, rodeado por una capa de helio y un envolvente de hidrógeno. Cuando llega este momento la estrella se habrá expandido hasta 200 veces más que su tamaño inicial (fase denominada: gigante roja) y después, como ya no habrá presión generada por las reacciones nucleares la estrella comenzará a reducir su tamaño. Este proceso de decrecimiento se detendrá cuando los electrones de los átomos del núcleo de la estrella ya no puedan estar más apretados y ejerzan lo que se conoce como “presión de degeneración de los electrones”. Una vez que esta presión ha logrado frenar el colapso la estrella original es ahora un cuerpo celeste, llamado enana blanca [1], sin luz propia y entre cien y mil veces más pequeño que el Sol.
Comparación entre la enana blanca Pegasi B (centro), su estrella compañera Pegasi A (izquierda), y el Sol(derecha). Imagen tomada de aquí
Estrellas que nacen en un rango de entre 10 y 40 masas solares tienen una muerte más “interesante”. Al tener estas estrellas una mayor cantidad de átomos de hidrógeno en su núcleo (comparado con las estrellas poco masivas) llevan a cabo no solo más reacciones nucleares sino que lo hacen con mayor frecuencia. Es decir que, aunque hay mayor cantidad de material en su núcleo lo consumen de manera más acelerada, de ahí que vivan menos tiempo que las estrellas poco masivas. Por ejemplo, una estrella que nace con 10 masas solares, vive aproximadamente 9 millones de años, esto es, mil veces menos que el Sol.
Dependiendo de la cantidad de masa con la que nacen estas estrellas masivas, pueden terminar su vida con un núcleo de neón, oxígeno, silicio, hierro o níquel. Independientemente del núcleo con el que acaben, en cuanto las reacciones nucleares llegan a su fin la estrella comienza a colapsarse (el colapso es cuestión de milisegundos). Sin embargo, dada la gran cantidad de masa, ahora la fuerza de atracción gravitacional de la estrella es tan grande que ni la presión de degeneración de los electrones es capaz de frenar el colapso. De hecho la fuerza gravitacional de la estrella es tal que los electrones y los protones del núcleo se fusionan entre sí produciendo neutrones y ahora son los neutrones los que ya no pueden estar más apretados y ejercen lo que se conoce como “presión de degeneración de los neutrones” para frenar el colapso y lograr un cuerpo celeste llamado “estrellas de neutrones”[2] cuyo tamaño es de, aproximadamente, 20 kilómetros de diámetro. Mientras, la envolvente de la estrella rebota con el núcleo (como si uno corriera directamente hacia una pared) y sale expulsada como una onda de choque con mucha energía [3] y a gran velocidad [4]. Esto se conoce como una explosión de supernova[5].
Video de la explosión de supernova del cangrejo
Las estrellas con masas superiores a 40 masas solares [6] pasan por las mismas fases que las estrellas de neutrones pero al final la atracción gravitacional es aún mayor y la presión de degeneración de los neutrones no es capaz de frenar el colapso. De hecho, nada frena el colapso y el núcleo de estas estrellas hipermasivas alcanza una densidad tan elevada que acaba por convertirse en un hoyo negro.
Los hoyos negros son objetos con tanta densidad que deforman el espacio-tiempo en el que están y no dejan escapar la luz. Un hoyo negro es un cuerpo con una densidad inmensa. Por ejemplo, un hoyo negro con la masa del Sol tendría un tamaño de aproximadamente 6 kilómetros y una densidad equivalente a 10 -elevado a la potencia 19- kilogramos en cada metro cúbico. Si la Tierra tuviera un centímetro de longitud, o si la Luna fuera de 0.1 mm, se convertirían en hoyos negros.
Animación del hoyo negro en el centro de la Vía Láctea
Por último, la explosión de supernova de una estrella masiva que nació mucho antes que el Sol [7], propició el nacimiento de esta estrella. Por ello al Sol se le cataloga como una estrella de segunda generación. Todos aquellos elementos del sistema solar con masas atómicas mayores a la del hierro (cobre, zinc, plata, oro, platino, mercurio, plomo…) se produjeron en el momento en que estrellas más masivas que el Sol murieron.
– Diego López Cámara Ramírez, Doctor en Astrofísica
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[1] En el caso del Sol, en cuanto se terminan las reacciones nucleares en su interior, tardará 4 mil millones de años en convertirse en una enana blanca. El 97% de las estrellas mueren como enanas blancas. Desde la Tierra resulta sumamente complicado observar este tipo de muertes estelares.
[2] El nombre “estrella de neutrones” no es tan preciso pues al no tener reacciones nucleares no es una estrella y no está compuesta únicamente por neutrones. Al menos en su superficie hay iones y electrones.
[3] Es uno de los fenómenos más energéticos que se tienen en todo el universo. Se liberaran aproximadamente 1044 Joules, diez mil millones de veces toda la energía que el Sol emite en un año
[4] Para que una partícula de la envolvente pueda escapar de la estrella de neutrones recién formada, se tiene que mover con al menos una tercera parte de la velocidad de la luz (100,000 km /s)
[5] Las explosiones de supernova han sido vistas en múltiples ocasiones. Astrónomos chinos observaron la explosión de una supernova cangrejo a simple vista en 1054 d.C.
[6] El límite superior de la masa con la que una estrella nace parece ser equivalente a 100 veces la masa del Sol.
[7] El universo se creó hace 13.7 mil millones de años. El Sol nació hace 4.5 mil millones de años.
Además de estudiar la muerte de las estrellas, los destellos de rayos gamma y los hoyos negros; amo la docencia y la divulgación de la ciencia.
