A medida que las estrellas agotan su combustible, éstas comienzan a experimentar procesos en su interior que las llevarán lentamente a transformarse en un objeto distinto, el cual se ubicará fuera de la secuencia principal.
El camino que tome una estrella para convertirse en uno u otro objeto, dependerá casi exclusivamente de la masa inicial de la estrella. Hacia sus etapas finales, ocurren desequilibrios que afectan su equilibrio hidrostático, es decir, entre la presión de sus reacciones termonucleares y su gravedad.
Estas reacciones se volverán incapaces de frenar el colapso de la estrella, una vez que el equilibrio se debilita. Los siguientes gráficos exponen cada etapa estelar, desde su inicio hasta los posibles caminos de agonía.
Gigante roja
Tras haber pasado millones de años consumiendo hidrógeno mediante fusión nuclear, todas las estrellas mayores a 0.08 masas solares (con excepción de las enanas rojas) pasan a convertirse en gigante roja. Esto resulta del agotamiento de combustible de la estrella original, incapaz ya de soportar el peso de las capas externas; el núcleo se contrae y calienta, resultando en una expansión de las capas externas cuya superficie se enfría, dándole un color rojizo. Así se forma una gigante roja y se alcanza temporalmente un nuevo equilibrio.
Las gigantes rojas se caracterizan por emitir desde el núcleo un fuerte viento estelar, que hace más rápida su pérdida de masa (entre 40~60%), fenómeno al cual su alta metalicidad (presencia de elementos distintos al hidrógeno y helio) también contribuye. El proceso principal por el cual se mantiene estable una gigante roja se llama fusión de helio, o Ciclo triple Alfa; debido a que ahora hay altas concentraciones de helio y poco hidrógeno, ocurre un proceso de conversión de a carbono; posteriormente ocurrirá una fusión de carbono en oxígeno. Lo que suceda después dependerá de la masa inicial de la estrella.
Enana roja
Las enanas rojas constituyen una excepción en cuanto a las etapas finales de una estrella, puesto que no llegan a alcanzar la fase de gigante roja. De hecho, no llegan a iniciar reacciones de fusión de helio, ya que éstas estrellas son muy pequeñas (1/3 de masa solar) y frías, del orden de 2.000~3.500 ºC. Son estrellas dentro de la secuencia principal (en el rango K ó M). Consumen muy lentamente el hidrógeno y por tanto viven mucho tiempo (billones o trillones de años).
Tan larga es la vida de estas estrellas, que el tiempo entero desde el Big Bang (estimado en unos 13.700 millones de años) hasta ahora no ha sido suficiente para que las enanas rojas lleguen a sus etapas finales fuera de la secuencia principal. Se piensa que se contraen y se calientan despacio hasta consumir todo su hidrógeno. Las enanas rojas posiblemente sean el tipo más común de estrella en el Universo, pero dada su baja luminosidad se hace difícil observarlas.
Estrellas con masa inicial entre 0.5~9 masas solares
Nebulosa planetaria
Una vez que la etapa de gigante roja culmina (sin poder realizar más procesos de fusión), la estrella expulsa violentamente sus capas externas y conforma una “nebulosa planetaria”; es decir, los restos de las capas expulsadas por la estrella, cuyo núcleo permanece en el centro de esta nebulosa, pero ahora convertida en una pequeño objeto denominado enana blanca.
El material que conforma la nebulosa planetaria (llamada así por su forma esferoidal, similar a un planeta) es abundante en hidrógeno y elementos pesados; la enana blanca central, por otro lado, emite radiación ultravioleta (UV) y cuando su temperatura superficial llega a unos 30.000 K consigue ionizar el gas de las capas expulsadas.
Esta ionización hace que los electrones se desprendan y se combinen con átomos cargados positivamente, produciendo que el gas se torne luminoso, emitiendo fotones que en conjunto hacen de la nebulosa planetaria un hermoso objeto, del cual son conocidas sus peculiares formas. Los colores de la nebulosa planetaria dependerán de su ionización y composición química.
Enana blanca
Como se dijo, las capas expulsadas por una gigante roja forman una nebulosa planetaria. Y al centro queda un pequeño astro (del tamaño de la Tierra) llamado enana blanca. Una enana blanca es el resultado de la contracción del núcleo en la estrella original, que ya expulsó sus capas y donde los electrones degeneran e impiden nuevas reacciones; a esto se llama repulsión entre electrones, proceso que sostiene a la enana blanca impidiendo que colapse.
Cuando se logra este complejo equilibrio se forma la enana blanca, con temperatura inicial entre 100~200 millones de grados Celsius, pero lentamente va enfriando.
Para hacer posible la repulsión entre electrones, se requiere una densidad de ~10E6 g/cm3; por ello estas estrellas son muy densas (si sacáramos una “cucharada” pesaría millones de toneladas); también se requiere que la masa estelar no supere el límite Chandrasekhar, equivalente a 1,44 masas solares (por encima, se volvería una estrella neutrónica o un agujero negro). El enfriamiento de las enanas blancas sigue por varios millones de años hasta acercarse al Cero absoluto (-273 ºC).
Nova (en algunos casos)
Una nova es un fenómeno asociado a ciertas enanas blancas, las cuales forman un sistema binario con otra estrella, de tipo gigante o supergigante roja; debido a que ésta última va expandiendo sus capas externas, tiene menos poder gravitatorio sobre ellas, de modo que la enana blanca le “arranca” parte de su material gaseoso (hidrógeno), el cual empieza a acumularse alrededor de la enana blanca y forma un disco de acreción en torno a ella.
Luego de transcurrido un largo tiempo, la enana blanca con material alrededor llega al punto de iniciar combustión del hidrógeno, produciendo una explosión termonuclear sobre la superficie de la enana, la cual es bastante brillante pero no llega a destruir al astro central, sino que produce un destello luminoso de corta duración (unos pocos días), que visto desde la Tierra pareciera que surgió una nueva estrella en el cielo.
De allí viene el nombre “nova“, que en latín significa “nueva. Luego de ello, la enana blanca puede seguir consumiendo material a su vecina gigante y repetir el ciclo; esto puede seguir ocurriendo hasta que la enana blanca termine de extraer su material a la gigante roja, o bien la nova podría generar suficiente energía para destruir todo el sistema.
Estrellas con masa inicial mayor a 9 masas solares
Supergigante roja
Una supergigante ocurre cuando la masa de la estrella inicial es mayor a ~8 masas solares. Cabe destacar que no todas las estrellas llamadas “gigantes” y “supergigantes” necesariamente corresponden a estrellas en sus últimas etapas de vida. También existen las jóvenes supergigantes azules (de tipo espectral O), mientras que las supergigantes rojas (y las gigantes rojas) son estrellas muy evolucionadas (de tipo espectral M).
Las supergigantes rojas pueden ser más de 100 o 1.000 veces más grandes que nuestro Sol, y son el siguiente paso de una gigante roja, donde esta vez sí se generan otras fases de fusión, expandiendo más la estrella a enormes dimensiones.
Las fases que prosiguen son: fusión de carbono en neón, fusión de neón en oxígeno, fusión de oxígeno en silicio, y por último, fusión de silicio en hierro. En esta última fase se produce el equilibrio estadístico nuclear, donde el hierro ya no puede fusionarse y la estrella no puede seguir sosteniéndose, terminando por colapsar.
Supernova
Una supernova es una violenta explosión de una estrella supermasiva al final de su vida. Luego que la estrella pasó por todas las etapas anteriores (de gigante roja y/o supergigante roja) y no logra realizar más fusión, llega a colapsar, contrayéndose y luego, en una fracción de segundo, explota violentamente sus capas exteriores y origina una enorme luminosidad (tan brillante como la galaxia en donde reside), para luego ir decreciendo en brillo.
Es uno de los fenómenos más violentos en el Universo, cuya luminosidad puede durar por días o incluso meses; una supernova expulsa polvo, gas y muchos elementos pesados al espacio, vale decir metales, los cuales en definitiva son la materia prima para la formación de planetas y cuerpos sólidos (por ello decimos que todo a nuestro alrededor es “polvo de estrellas“, subproductos de una supernova). Las supernovas se dividen en tipos I y II, según si carece o posee líneas espectrales de hidrógeno.
Posibles caminos luego de una explosión supernova
Enana de neutrones
Una enana de neutrones es el núcleo colapsado de una estrella supergigante masiva, que luego ha explotado como supernova. Una condición es que la estrella original haya tenido entre 9~30 masas solares. Estos astros son aún más densos que las enanas blancas, y más pequeños. Se mantienen por un proceso de “degeneración de neutrones” o “repulsión de neutrones”, requiriéndose una densidad de 109 g/cm3.
Las enanas de neutrones tienen un tamaño que bordea los 20 km de diámetro, con un fuerte campo gravitacional (2×1011 veces mayor al de la Tierra). Las estrellas de neutrones están en un estado límite, apenas “salvadas” de convertirse en un agujero negro, otro posible destino luego de una supernova. Los miembros más característicos de las estrellas de neutrones son los púlsares.
Púlsar (subcategoría)
Un púlsar es una estrella de neutrones que se caracteriza por emitir una pulsante y constante radiación, a intervalo regular. Esto ocurre debido a que la estrella presenta un fuerte campo magnético, el cual sumado a una rápida rotación de la estrella, le proporciona un efecto de “dínamo”. Así, se producen dos haces de radiación provenientes desde cada polo magnético de la estrella, los cuales hacen un “barrido” periódico del espacio, tal como lo haría un faro.
Las partículas emitidas por un púlsar pueden ser ondas de radio, óptica, UV, rayos X y rayos gamma. Los púlsares rotan sobre sí mismas varias veces por segundo y de forma muy precisa, algo posible de detectar.
Se sabe que los púlsares a medida que envejecen giran algo más lento. Debe considerarse que todos los púlsares son estrellas de neutrones, pero no todas las estrellas de neutrones son púlsares; deben darse algunas condiciones complejas para que una estrella neutrónica se comporte como púlsar, una de las condiciones es que la estrella tenga a su alcance materia acumulable, como los remanentes de supernova, para conseguir reacciones que aceleren su rotación y la conviertan en púlsar. La palabra “púlsar” proviene del inglés pulsating star (estrella pulsante).
Agujero negro
Un agujero negro es una singularidad, es decir, un punto donde dejan de funcionar las leyes físicas convencionales, debido a que existe una gran curvatura del espacio-tiempo, con una enorme cantidad de materia concentrada en un sólo punto. Siendo así, un agujero negro es una concentración de masa con volumen prácticamente nulo, pero de enorme densidad y fuerza de gravedad que lo hacen popular por “tragarse” todo lo que halle cerca, donde ni siquiera la luz escapa a su atracción.
Un agujero negro es un posible escenario posterior al colapso de una estrella masiva. Se estima que la máxima masa que puede tener una estrella de neutrones, sin llegar a convertirse en agujero negro, es entre 1.5~3 masas solares.
Un agujero negro tiene una “zona de atracción” llamada horizonte de eventos, punto a partir del cual la materia ya no puede escapar. Para explicar la radiación que logra escapar de un agujero se recurre a la mecánica cuántica; aquí destaca el trabajo del físico Stephen Hawking, al enunciar su teoría que el campo gravitacional de un agujero negro logra crear en forma espontánea una partícula y una antipartícula, donde la partícula cae al agujero, pero la antipartícula logra escapar y en este proceso se aniquila con otra partícula, transformándose en radiación pura. Este concepto se conoce como “radiación de Hawking”.
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