La muerte de las estrellas
Alguna vez se preguntaron ¿cómo mueren las estrellas? Si es así, entonces esto les va a interesar. Pero antes que nada, ¿qué son las estrellas? Una estrella es una esfera luminosa de gas, mayormente de hidrógeno y helio, que mantiene su forma gracias a un equilibrio entre fusiones termonucleares y su propia fuerza gravitacional.
Aquí, clasificaremos a las estrellas en tres tipos dependiendo de su masa y tomando la masa solar como unidad de medida, siendo una masa solar equivalente a kg (la masa del Sol). Las estrellas con menos de 0,26 masas solares, entre 0,26 y 3 masas solares y más de 3 masas solares las consideraremos como estrellas con poca masa, estrellas con masa intermedia y estrellas masivas respectivamente. Esto con el fin de explicar cómo sucede la secuencia principal y la muerte de cada tipo de estrella.
En la Figura 1(a) se puede observar una enana roja, el Sol, un supergigante azul y R136a1 (una hipergigante azul) con masas solares de 0,08, 1, 20 y 265 respectivamente [1] y en la Figura 1(b) se puede observar el estado de equilibrio de la estrella por la fuerza gravitatoria y las fusiones termonucleares [2].
Ahora bien, como antes he mencionado, para que las estrellas mantengan su forma existe un equilibrio entre su fuerza gravitatoria y unas fusiones termonucleares, sin embargo, no he hablado de estas fusiones a detalle. Las fusiones termonucleares suceden en una de las fases de la vida de las estrellas, conocida como secuencia principal y consisten en fusionar elementos con menor masa que el hierro, como el hidrógeno y el helio, a una temperatura mayor a 15 millones de grados Kelvin. La energía producida por las fusiones termonucleares es la que genera presión contra la fuerza gravitatoria y evita que las estrellas colapsen.
La secuencia principal es la fase más larga de vida de una estrella y varía dependiendo de la masa de la estrella. Por ejemplo, para una estrella de una masa solar como el Sol puede durar alrededor de 10.000 millones de años, mientras que, para una estrella masiva, es decir 15 masas solares, puede durar 10 millones de años.
A continuación, se explicará la secuencia principal y el destino final de cada tipo de estrella que consideramos. Para estrellas con poca masa se realizan fusiones termonucleares de hidrógeno a helio a una temperatura de K. En el momento en que no haya más hidrógeno en el núcleo de la estrella para realizar fusiones de hidrógeno se perderá el equilibrio con la fuerza gravitacional y se iniciará la quema de hidrógeno en una capa exterior al núcleo de la estrella, que ejercerá presión tanto al núcleo como a las capas exteriores del mismo. La presión a las capas exteriores de la quema de hidrógeno aumentará el tamaño de la estrella que posteriormente se convertirá en una gigante roja y la presión al núcleo aumentará la temperatura paulatinamente en el núcleo. Al final, cuando la estrella no pueda realizar más fusiones, la estrella expulsará sus capas exteriores, que producirán una nebulosa planetaria, y se comprimirá hasta que su núcleo se convierta en una enana blanca.
Para estrellas con masa intermedia el proceso principal iniciará igual que como con una estrella de poca masa, sin embargo, el aumento de temperatura que genera la quema de hidrógeno al núcleo de la estrella llegará hasta los K, esta temperatura permitirá realizar la fusión de helio a carbono y oxígeno, esto se conoce como el proceso de triple alpha, además, poco después de que inicie la fusión de helio iniciará una explosión llamada el Flash de helio. La fusión de helio, aunque más costosa en términos de energía, generará un nuevo equilibrio con la fuerza gravitatoria y permitirá que la vida de la estrella se extienda hasta que no se puedan hacer más fusiones. Al final, al igual que con la estrella de poca masa, la estrella expulsará sus capas exteriores, que producirán una nebulosa planetaria, y se comprimirá hasta que su núcleo se convierta en una enana blanca.
Figura 2: Ciclo de vida de una estrella masiva [4].
Para estrellas masivas el proceso principal será similar que el proceso con las estrellas de masa intermedia, sin embargo, cuando no se puedan hacer más fusiones de helio se generará una capa externa al núcleo, al igual que con el hidrógeno, que quemará el helio, aumentará la temperatura del núcleo y aumentará el tamaño de la estrella. Este aumento de temperatura permitirá hacer la fusión termonuclear de carbono y oxígeno a silicio y posteriormente de silicio a hierro, lo cual restablecerá de nuevo el equilibrio con la fuerza gravitatoria y aumentará el costo energético de la fusión. Sin embargo, luego de que se agote el hierro del núcleo no se podrán realizar más fusiones termonucleares, pues si continuará con elementos más pesados que el hierro se absorbería energía en vez de liberarla. En el momento, en que no se puedan hacer más fusiones la fuerza gravitatoria empezará a comprimir la estrella hasta el punto en que genere una supernova y se convierta en una estrella deS neutrones, o en un agujero negro.
En la Figura 4(a) se puede observar la nebulosa de Orión [5], en la Figura 4(b) se puede observar la estrella de neutrones con más masa hasta el momento (PSR J2215+5135) [6] y en la Figura 4(c) se puede observar la primera imagen real de un agujero negro [7].
Así que, la próxima vez que veas una estrella en la noche recuerda este fenómeno tan maravilloso.
Referencias
[1] Anónimo. R136a1. [Figura]. Recuperado de https://es.wikipedia.org/wiki/R136a1
[2] Anónimo. (2016). Esta es la primera imagen en la historia de un agujero negro. [Figura]. Recuperado de http://sunshine.chpc.utah.edu/Labs/StarLife/mainsequence.html
[3] Lochner, J. (2017). The Life Cycles of Stars. [Figura]. Recuperado de https://sciencedocbox.com/Space_and_Astronomy/68680998-The-life-cycles-of-stars-dr-jim-lochner-nasa-gsfc.html
[4] Lochner, J. (2017). The Life Cycles of Stars. [Figura]. Recuperado de https://sciencedocbox.com/Space_and_Astronomy/68680998-The-life-cycles-of-stars-dr-jim-lochner-nasa-gsfc.html
[5] Anónimo. Nebulosa de Orón. [Figura]. Recuperado de https://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_de_Orión
[6] Anónimo. (2018). Descubrieron una de las estrellas de neutrones más densas jamás detectada. [Figura]. Recuperado de https://www.infobae.com/america/mundo/2018/05/24/astrofisicos-descubren-una-de-las-estrellas-de-neutrones-mas-densa/
[7] Strickland, A. (2019). Esta es la primera imagen en la historia de un agujero negro. [Figura]. Recuperado de https://cnnespanol.cnn.com/2019/04/10/hoyo-negro-agujero-negro-imagenes-foto-primera-video-presentacion-en-vivo-historico/
[8] Karttunen, H., Kroger, P., Oja, H., Poutanen, M. and Donner, K., 2017. Fundamental Astronomy. 5th ed. Berlin: Springer, pp.229-261.
