ESTRELLAS

Hablar de las estrellas es hablar un poco de nosotros mismos ya que todo lo que nos rodea y nosotros mismos provenimos de ellas. De lo que con el tiempo se ha ido cocinando en su interior así que hablemos de las estrellas. 

Una nube de gas colapsa: se hunde debido a su propia gravitación. Según la protoestrella va ganando densidad, va ganando en temperatura. Finalmente, el colapso se detiene. Cuando la temperatura alcanza el valor de unos 10 millones de grados, se produce la fusión del hidrógeno para formar helio con gran producción de energía atómica. 

Este calentamiento en el interior genera una presión hacia el exterior que detiene el colapso. En ese momento, la estrella ha llegado a una etapa que se conoce como secuencia principal. 

La fase de secuencia principal es muy duradera y estable. Si por alguna razón la estrella se expande un poco, también se enfría un poco, disminuyen las reacciones nucleares y la autogravitación hace que se contraiga y vuelva a alcanzar el radio inicial. 
Si por alguna causa, la estrella se contrae un poco, esta se calienta un poco, aumentan las reacciones nucleares, aumentando la presión, lo que hace que se expanda de nuevo y vuelva a alcanzar el radio inicial. De esta forma, la estrella tiene un radio muy constante y la temperatura interior es siempre igual, del orden de 10 millones de grados. 
Con independencia de lo grande o pequeña que sea una estrella de la secuencia principal su temperatura interior es siempre la misma: 10.000.000 de grados, aproximadamente. Esta fase de secuencia principal se mantiene mientras haya combustible en su interior; es decir, mientras quede hidrógeno. Por eso, la secuencia principal es estable y duradera. Encontramos a la mayoría de las estrellas en esta fase, de ahí su nombre. 

Las estrellas de la secuencia principal son esferas de hidrógeno, y helio en menor cantidad aunque creciente. Todavía, en menor cantidad, tienen metales. Estas estrellas tienen reacciones de fusión y producen helio a partir de 4 átomos de hidrógeno. Esta reacción es exotérmica (desprende energía) y la energía liberada constituye el mecanismo de su luminosidad.

La mayoría de las estrellas están en la secuencia principal. El Sol es un buen ejemplo. Tienen estas estrellas algunas propiedades destacables. Cuanto mayor es su masa mayor es su radio, siendo ambas magnitudes directamente proporcionales. 
La luminosidad es proporcional a la tercera potencia de la masa (bueno, más o menos). Esta propiedad se denomina relación masa-luminosidad, de gran interés porque ambas magnitudes son directamente observables en el caso de estrellas dobles a distancia conocida. Los modelos teóricos deben explicarnos esta relación. 
Y cuanto más masivas menos duran. Esta última propiedad puede parecer paradójica, pues las más masivas tienen más combustible para quemar. Pero lo consumen más rápidamente según la relación masa-luminosidad. No hay compensación entre estas dos tendencias contrarias. Una estrella muy masiva dura poco más de 1 millón de años. El Sol, de masa intermedia, tiene una vida de unos diez mil millones de años, estando ahora en la mitad de su vida, aproximadamente. Una estrella pequeña parece durar indefinidamente, pues su vida es mucho mayor que la edad del Universo en la actualidad. 

Cuando se termina el hidrógeno y cesa su fusión, la estrella pierde su presión y no puede soportar la autogravitación. Abandona la secuencia principal. Entonces, el radio se agranda desmesuradamente, pasando por una breve fase de gigante roja tras la cual el colapso de hace inevitable. 

Este colapso es nuevamente detenido cuando se alcanzan en el interior una temperatura de unos 100 millones de grados, necesaria para que se produzca la fusión del helio. Pero esta fase es muy poco duradera, pues la fusión del helio proporciona mucha menos energía. Posteriormente, la estrella puede quemar “lo que tenga” pero sólo hasta llegar al hierro. Pero en la fusión de todos los elementos hasta llegar al hierro se gana menos energía que en la fusión del hidrógeno. 

Para conseguir átomos más pesados que el hierro, las reacciones nucleares deben ser endotérmicas (hay que aportarles energía) y se necesitan las condiciones de elevadísima temperatura existentes en una estrella llamada supernova. No todas las estrellas llegan a la fase de supernova, sólo las muy masivas, por encima de 8 masas solares. 
No todas las estrellas pasan por todas las fases; depende de su masa inicial. 

El colapso puede ser detenido no sólo por el gradiente de presión que la energía nuclear establece, sino por lo que se llama la presión de Fermi. Esta presión es de origen cuántico. Dos fermiones no pueden ocupar el mismo espacio, según el principio de exclusión de Pauli. Cuando el colapso lleva a una alta densidad, los electrones “empiezan a molestarse” unos a otros y se repelen, evitando que ocupen la misma situación. Se dice entonces que el sistema de electrones está de degenerado. Cuando la presión de Fermi es la que detiene el colapso, la estrella se denomina enana blanca. Una enana blanca es una estrella degenerada de electrones. Para que se dé la degeneración, la densidad ha de ser muy alta. Cuando el Sol alcance la fase de enana blanca tendrá su misma masa pero concentrada en un radio como el de la Tierra. 

Una enana blanca es una estrella muerta. Se pueden observar porque brillan debido al calentamiento residual, hasta que se convierta en una enana negra, aunque la fase de enana blanca es también muy duradera. 

Las enanas blancas no pueden tener una masa muy grande. A cada posición del electrón le corresponde una energía. Cuando la estrella enana blanca es muy masiva, todos los niveles energéticos más bajos están ocupados y muchos electrones tienen que ocupar los niveles energéticos más altos, por lo que su velocidad llega a aproximarse a la de la luz. Como ésta no se puede superar, el número de electrones que puede tener una enana blanca tiene un límite superior. Este límite se llama límite de Chandrasekhar por haber sido este gran astrónomo hindú su descubridor. La masa de Chandrasekhar es de una masa solar y media, aproximadamente. Las enanas blancas con esta masa se denominan enanas blancas relativistas. 

¿Qué ocurre si la estrella que va a morir tiene una masa superior a la de Chandrasekhar? Parece como si la estrella fuera consciente de la prescripción del señor Chandrasekhar y eyecta al espacio la masa que le sobra. Estas eyecciones son visibles y espectaculares y se denominan nebulosas planetarias. 

Pero las estrellas muy masivas no tienen la oportunidad de despojarse de la masa sobrante y la autogravitación es mucho mayor. La presión de Fermi no es suficiente y la estrella sufre una transformación. Se funden electrones y protones para formar neutrones. Los neutrones también son fermiones tienen su propia presión de Fermi; ésta es mucho mayor y capaz de detener el colapso. Esta fase se alcanza tras la explosión de la supernova. 

La estrella grande primitiva se reduce a una estrella de neutrones más una gran envoltura eyectada que se se conoce con el nombre de resto de supernova. Para estrellas aún más masivas, su final puede ser un agujero negro. En un agujero negro, la estructura del espacio-tiempo está muy deformada. La autogravitación es tan alta que ni los fotones pueden salir por lo que los agujeros negros no se pueden ver. Su presencia puede sospecharse por los efectos gravitatorios que crea en su entorno. 

Hay estrellas que llegan a la degeneración antes de llegar a la temperatura de ignición de las reacciones nucleares. Se llaman enanas marrones. Son estrellas muy poco masivas, menos de la décima parte de una masa solar, aproximadamente. Su escaso brillo se debe a mecanismos no nucleares. Como no llegan a producir reacciones nucleares algunos no las consideran propiamente estrellas. 

No hay una gran variación de masa en las estrellas. Las más pequeñas son las enanas marrones. Si éstas no llegan a tener la consideración de estrellas, el límite inferior de masa es aproximadamente la décima parte de la masa del Sol. Las estrellas tampoco pueden ser muy grandes. En las muy grandes, el flujo de fotones que quieren salir es tan grande que se llevan por delante las partes más externas de la estrella. Y es que los fotones, al ser absorbidos por los átomos, ejercen una auténtica presión, la presión de radiación. Las estrellas más masivas tienen poco más de unas 10 masas solares. Hay algunas que tienen más pero se trata de estrellas muy inestables que morirán muy pronto.

Se especula si, antes de que las galaxias comenzaran a brillar tras producirse la formación de sus primeras estrellas, existieron estrellas descomunales de brevísima vida, que inseminaron algunos metales en el medio interestelar, de forma que las estrellas normales más antiguas ya nacieron con algo de metalicidad.