Evolución estelar: nacimiento y muerte de una estrella.
Cuando miras el firmamento nocturno en una noche despejada, te puedes percatar de una gran cantidad de estrellas. Durante mucho tiempo, el humano ha usado estos astros para orientarse geográficamente (mediante las constelaciones durante los viajes marítimos en la antigüedad), para establecer qué fechas eran las apropiadas para la cosecha y, en una medida de poca importancia, para sostener tradiciones y creencias asociadas a la astrología.
Sin lugar a duda, el estudio de estos astros ha formado parte fundamental en el desarrollo del humano como especie, pero ¿Alguna vez te has preguntado cómo es que se forman estos objetos astronómicos? Aquí te contamos.
Una estrella es un cuerpo celeste caracterizado por brillar con luz propia y emitir calor, lo cual consigue por medio de la fusión de hidrógeno (un proceso físico en el que dos núcleos de hidrógeno se unen para formar helio). En el espacio, la fusión de hidrógeno se desencadena por inestabilidades gravitacionales en las regiones más densas de nubes moleculares de hidrógeno (nebulosas de emisión), las cuales aumentan y propician la formación de una protoestrella, que debido al aumento de presión y temperatura, se llegan a estabilizar las reacciones nucleares con el subsecuente nacimiento de una estrella verdadera.
La fusión de hidrógeno se mantendrá desde este punto y durante toda la secuencia principal en el ciclo estelar (que por lo general, equivale al 90% del mismo). Al fusionar núcleos de hidrógeno, se produce helio y se libera una cantidad considerable de energía; esta energía es la que hace brillar a la estrella. Durante todo este tiempo, la estrella estará sujeta a dos fuerzas principales: la gravitatoria y la nuclear, las cuales se oponen entre sí y permanecen en equilibrio, evitando el colapso gravitacional del cuerpo celeste.
Durante millones de años, la fusión se producirá en el núcleo estelar a partir del hidrógeno. Eventualmente, llegará un punto en el cual este elemento se agotará, deteniéndose la fusión y, por ende, se rompe el equilibrio bajo el cual coexisten las fuerzas nuclear y gravitacional, a favor de esta última. Esta pérdida de equilibrio conlleva a un encogimiento del núcleo estelar, aumentando la presión y temperatura interna del cuerpo celeste; en este punto, la estrella comienza a fusionar el helio generado durante la fusión del hidrógeno, en un evento astrofísico conocido como “proceso triple alfa”, en el cual tres núcleos de helio se transforman en un núcleo de carbono.
Este evento ocurre en una última fase del ciclo estelar si la estrella es mediana, dando origen a una Gigante Roja, que después de varios millones de años, eliminará sus capas externas y se convertirá en una Enana Blanca; aquí es donde se forman las famosas nebulosas planetarias, a expensas de la agonía estelar. Es este es futuro que le espera a nuestro astro rey, el Sol.
En el caso de las estrellas supermasivas, la elevada presión y temperatura interna permite la fusión de elementos más pesados a partir del carbono resultante de la fusión de helio. De esta manera la fusión se mantiene, siendo dependiente de la metalicidad estelar, pero llega un punto en el cual se produce hierro.
La incapacidad de poder fusionar hierro, debido a las condiciones internas en la estrella, ocasiona que esta llegue a un estado de desequilibrio definitivo y a un aumento extremo en la fuerza gravitatoria que la comprime. Finalmente, el cuerpo celeste sucumbe por la extrema gravedad en un evento conocido como supernova. El resultado de esto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro, lo cual depende de qué tan masiva haya sido la estrella; esto es gobernado por un parámetro astrofísico conocido como “límite de Chandrasekhar”.
