7. LAS ESTRELLAS

La tabla periódica de los elementos consta de más de 100 tipos de átomos. Cada uno de ellos se diferencia por su número de protones y electrones. Los elementos más sencillos son el hidrógeno, el helio y el litio, con 1, 2 y 3 protones en el núcleo respectivamente. Hasta donde sabemos, estos tres elementos se formaron mayoritariamente durante el big bang y constituyen el 99% de la materia observable. El resto de los elementos tuvo que formarse a partir de estos más simples. Pero para ello se requieren temperaturas de unos 15 x 10 6 ºC, a las que se dan reacciones termonucleares de fusión, que permiten la unión de elementos sencillos y la aparición de los más complejos. El único sitio del universo donde se dan estas condiciones es en las estrellas.

7.1. ESTRELLAS Y NEBULOSAS

Las estrellas tienen un ciclo vital, con un nacimiento a partir de una nebulosa, una duración más o menos larga, que depende de su tamaño, y una “muerte” diferente también según su masa. Las nebulosas son enormes nubes de gas y polvo (hidrógeno, helio, elementos pesados y moléculas orgánicas) que se encuentran por todo el universo. Algunas son formadoras de estrellas, como la nebulosa de Orión o la del Águila. Otras, como la nebulosa del Cangrejo o la Ojo de Gato, son los restos de estrellas que han explotado. Las estrellas son inmensas bolas de gases de H, He y otros elementos, con temperaturas tan elevadas que permiten reacciones termonucleares de fusión y, por tanto, la formación de elementos pesados. El destino de las estrellas depende de su masa.

7.2. ESTRELLAS DE MASA COMO LA DEL SOL

Cuando una nebulosa colapsa bajo su propia gravedad se divide en glóbulos que pueden originar protoestrellas. Las protoestrellas siguen colapsando y, si alcanzan la temperatura apropiada, entran en fusión nuclear, convirtiéndose en una estrella que convierte H en He. Las reacciones de fusión tienden a expandir la estrella, pero la gravedad contrarresta la expansión. Así, la estrella está en equilibrio entre ambas fuerzas y se mantiene estable durante un tiempo variable. Al final de su vida la estrella pasa por las fases de gigante roja, nebulosa planetaria, enana blanca y enana negra. GIGANTE ROJA A medida que el H se convierte en He, la estrella pierde masa, por lo que empieza a expandirse. El H queda en la superficie y el He en el centro. Cuando el H se agota, la estrella crece hasta convertirse en una gigante roja. NEBULOSA PLANETARIA, ENANA BLANCA Y ENANA NEGRA La gigante roja, muy caliente, comienza a fusionar He en carbono y oxígeno, que se acumulan en el centro. Agotado el He, la fusión no puede detener el colapso gravitatorio y la estrella explota formando una nebulosa planetaria (que no tiene relación con los planetas). En el centro de la nebulosa queda una estrella de C y O, con una corteza de H y He, que colapsa hasta que los electrones detienen la contracción. Es ahora una enana blanca, una estrella de tamaño planetario, increíblemente caliente y con densidades millones de veces la del agua. Teóricamente, las enanas blancas se irán enfriando hasta quedar convertidas en una masa de C frío y oscuro llamada enana negra. Sin embargo, este proceso es tan lento que se cree que en toda la edad del universo aún no ha habido tiempo para que se forme ninguna.

7.3. ESTRELLAS SUPERGIGANTES GIGANTES Y

AZULES

Las estrellas con más de 9 veces la masa del Sol se convierten también en gigantes, pero al quemar mucho más H, brillan con una luz azulada, por lo que se denominan gigantes azules. Son estrellas de vida corta, por la enorme velocidad a la que consumen su combustible, por lo que pronto se convierten en supergigantes rojas. En estas estrellas, la fusión ha ido más allá de C y O, formando otros elementos como magnesio, silicio,… hasta llegar finalmente al hierro. La formación de Fe no produce energía, sino que la consume, por lo que el colapso gravitatorio ya no se puede detener. La estrella implota y, al hacerlo, forma todos los elementos de la tabla periódica por la inmensa energía producida. Finalmente, explota durante varios días como una supernova, una estrella tan brillante como toda una galaxia, repartiendo esos elementos en forma de nebulosa que podrá dar lugar a nuevas estrellas y planetas. ESTRELLAS DE NEUTRONES Y AGUJEROS NEGROS Tras la explosión de una supernova, queda un núcleo estelar de tamaño variable. Si es de hasta unas 2 veces la masa del Sol, colapsa en una estrella de sólo unas decenas de kilómetros (como una ciudad), formada por neutrones y de una densidad inimaginable: una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones emiten rayos X y gamma en pulsos cortos y regulares, como un faro, por lo que se llaman también púlsares (Pulsating Stars). Sin embargo, si la masa remanente de la supernova es mayor de 2 masas solares, ni siquiera los neutrones pueden detener el colapso total y la estrella se convierte en un agujero negro, una singularidad, una región finita con tal gravedad que ninguna partícula, ni siquiera los fotones de luz, pueden escapar. A pesar de su nombre, los agujeros negros emiten radiación, como demostró Stephen Hawking. Lo que ocurre en el interior de un agujero negro no se puede determinar con las teorías actuales.

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