…El Sol es una estrella en la secuencia principal y es una estrella típica con una masa típica. Su final será convertirse en una estrella gigante roja. Al no poder realizar el siguiente paso de la fusión el Sol colapsará por su propia masa reduciéndose a una enana blanca…

Por: Yotas Trejos

En la noche del 23 de febrero de 1987 el operario Duhalde del observatorio de Las Campanas en Chile salía alrededor de la media noche a revisar las condiciones atmosféricas del Cielo. El cielo estaba oscuro pero un punto peculiar brillante que no conocía se resaltaba esa noche. La luz se encontraba cercana a la nebulosa de la tarántula y se trataba de una nueva estrella visible. Como no se había visto con anterioridad debía ser una estrella que se iluminó con brusquedad. Este momento fue el primero en más de 400 años en el que hombre pudo ver una súper nova. Duhalde fue probablemente el primer ser humano que fue testigo de la muerte de esta estrella en particular.

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Imagen de la explosión de la supernova 1987A

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Imagen en infrarrojo de la Nebulosa de la tarántula

La súper nova es el estado final de algunas estrellas más masivas que el Sol, y es una gran explosión debida a la inestabilidad de sus componentes.

Mientras avanza la edad de una estrella mayor es la actividad que esta demuestra. Como vimos en el caso de una estrella en la secuencia principal la estrella produce su energía a partir de helio e hidrógeno que a través de fusión comienzan a ser transformados en elementos más pesados. El límite en los elementos pesados es el hierro. Esto se realiza de la siguiente manera, el hidrógeno es usado en la fusión para producir helio, cuando comienza a agotarse, la estrella deja de realizar fusión con hidrógeno implicando la pérdida de su equilibrio hidroestático. La estrella aumentará su tamaño en las capas superiores que tiene los elementos menos densos, pero se contraerá en el núcleo. La estrella continuará su proceso de contracción haciendo que los  átomos de helio comiencen a moverse más rápido y a colisionar más constantemente. Este proceso de contracción terminará con colisiones entre átomos de helio lo suficientemente fuertes para provocar reacciones de fusión entre átomos de helio. En este momento el combustible que usa la estrella es el helio. Este proceso de fusión “convertirá” átomos de helio en átomos de carbono e hidrógeno. Al terminar el helio, las fuentes de combustible serán el carbono y el oxígeno. Este proceso puede continuar dependiendo del tamaño de la estrella. Por ejemplo nuestro Sol podrá usar como combustible el hidrógeno, el helio, el carbono y el oxígeno pero sólo una estrella con mayor masa podrá usar como combustible elementos más pesados. Este proceso podrá continuar solamente hasta el hierro, que es elemento más estable.

Se puede saber cómo una estrella evolucionará conociendo su masa. Una sospecha de por qué es así puede extraerse del párrafo anterior. Cabe decir que en el momento que una estrella termina el hidrógeno deja de estar en la secuencia principal, deja de tener un tamaño estable y las otras etapas son sorprendentemente cortas en relación a la etapa en la secuencia principal. Una estrella con la suficiente masa para terminar su vida en una súper nova gastará millones de años convirtiendo hidrógeno en helio, pero en las siguientes fusiones –en las que consume carbón, neón, oxígeno, hidrógeno y silicio- tomará solamente 1000 años. En el proceso de fusión del silicio al hierro sólo tomará unos pocos días.

El Sol es una estrella en la secuencia principal y es una estrella típica con una masa típica. Su final será convertirse en una estrella gigante roja. Al no poder realizar el siguiente paso de la fusión el Sol colapsará por su propia masa reduciéndose a una enana blanca. El Sol cuando sea una gigante roja tendrá 256 veces su radio actual alcanzando las órbitas de Mercurio, Venus y la Tierra –cuya órbita es 216 veces el radio del Sol. El aumento de tamaño de la estrella será debido al consumo de helio en su interior. El tamaño del Sol en estado de gigante roja es aún pequeña como veremos.

Por definición una estrella gigante roja es aquella que ha consumido todo el hidrógeno y al contraerse debido a la fuerza gravitacional, ha comenzado a realizar fusión de helio que a causa de la enorme energía que libera, la superficie de la estrella se expande, mientras el núcleo es cada vez más pequeño y denso.  Esto provoca que la estrella aunque luzca enorme, gran parte de ella tiene poca densidad mientras la mayoría de su masa está en una zona muy pequeña. Las estrellas que son gigantes rojas tienen el núcleo más caliente y la superficie más fría. En ocasiones las gigantes rojas asumen tamaños descomunales. Podemos observar a modo de ejemplo la estrella Betelgeuse que se encuentra en la constelación de Orión. Esta estrella es una gigante roja lo suficientemente luminosa para ser observada a simple vista desde la Tierra y que no nos exige demasiada oscuridad para disfrutar, basta un parque o un apagón en el barrio. Si fuese cambiado el Sol por esta estrella, su tamaño superaría la órbita de Júpiter.

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Imagen de Betelgeuse y comparación de tamaños

Todas las estrellas pasan por ser una gigante roja, lo que pase después dependerá de su masa.

El caso menos interesante es cuando una estrella tiene menos de 1.4 masas solares, la estrella después de expandirse se contraerá hasta ser una enana blanca. No podrá contraerse más para realizar una siguiente fusión –en este caso de oxígeno y carbono- debido a un fenómeno llamado degeneración electrónica, que limita la distancia a la que los electrones pueden estar a cierta temperatura. Esta distancia al ser alcanzada produce una presión hacia afuera que contrarresta la fuerza gravitacional, estabilizándola.

Toda estrella más grande que 1.4 masas solares tendrá un final más exótico. Las estrellas de este tamaño son capaces de llevar la fusión hasta el hierro. La estrella al llegar a esta etapa comenzará a contraerse y como no puede realizar fusión para elementos más pesados que el hierro, su núcleo colapsará a una velocidad de un cuarto de la velocidad de la luz. Este colapso liberará una cantidad fascinante de energía que dejará a su paso la creación de una estrella de neutrinos y una explosión titánica llamada supernova. La explosión dura unos pocos segundos y el espectáculo es tan notorio que las pocas veces que la civilización ha logrado ver alguna de estas explosiones ha sido registrado. En la antigua China se les solía llamar “estrellas visitantes”. El caso más conocido de una súper nova vista por el hombre es la responsable de la nebulosa del cangrejo que fue visible en el día durante 23 días de Julio del año 1054 y en la noche durante los seis meses siguientes. El caso fue reportado por chinos, japoneses e islámicos. Actualmente la nebulosa, que es los restos de esta explosión, se está expandiendo.

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Imagen de la nebulosa del cangrejo 

El último estado del que hablaré es el más exótico que sucede en el universo, este es el agujero negro. Resultado de una gigante roja que comenzó como una estrella de más de 3.2 masas solares. Un agujero negro se produce luego de la súper nova producto de la muerte de una estrella y su posterior contracción. Por definición un agujero negro es un objeto cuya fuerza gravitación es tan fuerte que ni la luz puede escapar.

Todo se puede convertir en un agujero negro si se comprime lo suficiente. Esto puede imaginarse introduciendo el concepto de velocidad de escape, esta es la velocidad que un objeto necesita para librarse del efecto gravitacional de algún otro objeto. Mientras más denso esté el objeto más masiva es su gravedad y a mayor gravedad mayor debe ser la velocidad de escape para evitar estar bajo el efecto gravitacional. Claro que si se está lo suficientemente lejos se puede escapar con poca velocidad de los efectos gravitacionales de cualquier objeto, pero si nos acercamos al objeto dicha velocidad debe incrementar. Un agujero negro tiene una zona a partir de la cual la velocidad de escape es mayor que la de la luz, lo que implica que nada puede escapar al entrar a esta zona llamada el horizonte de sucesos.

La siguiente imagen resume varios de los posibles finales de una estrella:

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