¿Cómo nacen y mueren las estrellas? /II

por Julio García.

Cuando una estrella es capaz de mantener el equilibro que ejerce la gravedad (hacia adentro) y la presión que se produce (hacia fuera), producto de las reacciones termonucleares que se desarrollan en su interior, decimos que dicho astro ha alcanzado la secuencia principal, término que desarrollamos ya con mayor amplitud en nuestro artículo anterior.

Ahora bien: ¿es posible que a través de esta secuencia principal los astrónomos estén capacitados para determinar con certeza el periodo de vida de una estrella? O bien, ¿existen acontecimientos particulares, medibles y cuantificables, que sirvan para comprender en profundidad los complejos mecanismos estelares de nacimiento y muerte?

Una de las respuestas más esclarecedoras para responder a estas y otras interrogantes, vino del pensamiento del físico y matemático de origen indio Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), quien en 1942, y trabajando para la Universidad de Chicago, publicó The Principales of Stellar Dynamics (Principios Dinámicos Estelares), donde propuso, entre otras cosas, que existe un límite
imaginario para determinar el colapso gravitatorio de las estrellas, dependiendo
de la cantidad de masa que éstas posean y de qué tan rápido, o no, quemen su
combustible. En otras palabras, que la vida de un astro depende de varios
factores que van interrelacionados: masa, gravedad, temperatura y tiempo.

Así, uno de los argumentos más relevantes, propuestos por el físico indio, ganador del Premio Nobel 1983, es que entre más masiva sea una estrella, mayor cantidad de gravedad tendrá y, por tanto, más aceleradamente quemará su combustible, es decir, con mayor rapidez el hidrógeno (componente principal) se transformará en helio y en otros componentes químicos más pesados como el hierro, el titanio o el calcio, por mencionar solo algunos. Por otro lado, menor masa implicará menor gravedad, lo que se traducirá en que el combustible sea quemado con mayor lentitud.

El Sol, por ejemplo, es considerado por los físicos como una estrella de masa “media”, amarilla, cuyas temperaturas oscilan entre los 4,600 y los 5,700 grados. Ahora bien: si nos acercamos a la parte del espectro donde se encuentran las estrellas más calientes, aquellas que irradian un tipo de luz casi blanca o “azulada”, observaremos temperaturas que van de los 28,000 a los 50,000 grados. Este tipo de astros, evidentemente, quemarán con mayor rapidez su combustible; lo agotarán en un promedio de tiempo que podría triplicar al del Sol y al de aquellas estrellas “medianas”. Por otra parte, si nos vamos al lado opuesto de esta escala, encontraremos estrellas que irradian luz en longitudes de ondas más largas: un tipo de luz particularmente rojiza que evidenciará, si
tuviésemos la oportunidad de hacer un viaje hacia alguno de estos cuerpos, bajas
temperaturas (del orden 1,700 a los 3,200 grados), lo que implicará a su vez que el combustible de estas “estrellas rojas”, se queme más lentamente y que se mantengan así en la secuencia principal por más tiempo que aquellas estrellas mencionadas anteriormente.

En suma, podemos decir que a mayor concentración de masa en una estrella, más intensa será la gravedad que tratará de “presionar”, de empujar hacia adentro, los procesos termonucleares que se producen en su interior y que tienden a ejercer presión “hacia fuera”. De hecho, la gravedad juega un papel decisivo en el desarrollo de estos procesos termonucleares, ya que sin esta “presión” sería imposible que dichos reacciones tuviesen lugar. Procesos termonucleares que se acelerarán o se ralentizarán y que se verán reflejados en el tipo y cantidad de luz (ligada a la temperatura) que un astro pueda irradiar durante su vida, del periodo de tiempo que una estrella pueda permanecer en la “secuencia principal”, en su equilibro interno.

Pero, ¿ante qué tipo de fenómenos nos enfrentamos cuando una estrella ha quemado todo su combustible, cuando ha logrado convertir todo el hidrógeno en helio y en otros elementos químicos más pesados?

Esto dependerá, como hemos señalado, de la cantidad de gravedad y masa que posea cada uno de estos infernales cuerpos gaseosos. Por ejemplo, un astro como el Sol evolucionará hasta terminar su vida convirtiéndose en una enana blanca. Este tipo de estrellas, difíciles de detectar con telescopios escasa energía que producen, se caracterizan por concentrar en un radio similar al de la Tierra (unos 10,000 kilómetros de diámetro), el resto de masa desprendida luego de que estrellas como la nuestra agotan su combustible y emiten al espacio una nube extremadamente caliente, llamada nebulosa. Cuando una estrella entra en esta etapa de “desprendimiento” de material, cuando comienza a dejar la llamada “secuencia principal”, se convierte en una gigante roja, para luego dejar al descubierto su núcleo (principalmente de carbono ahora), y convertirse, como hemos dicho, en una enana blanca.

Ahora bien: ¿el nacimiento de una enana blanca representa realmente el último eslabón, el proceso evolutivo final, en el que se ve envuelta una estrella?

A esto debemos afirmar que no: una vez que un astro se ha convertido en una enana blanca , si ésta posee una dimensión superior a 1.44 masas solares (conocido como límite de Chandrasekhar), entonces se convertirá en una estrella de neutrones.

Por su parte, las estrellas de neutrones, al igual que las enanas blancas, tienen un límite en su dimensión que las hará convertirse (o no) en otro cuerpos, de tal suerte que si una estrella de neutrones sobrepasa el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (el nombre alude a sus tres descubridores), que es equivalente a tres masas solares, entonces las estrellas de neutrones podrían degenerar en cuerpos tan exóticos y misteriosos como los agujeros negros. Y es en este punto donde la gravedad se vanagloria de haber ganado la contienda al superar las fuerzas termonucleares al interior de la estrella, las cuales han quedado aplastadas y superadas por la presión ejercida por la gravedad.

De todas maneras queda la duda en el aire si cuando las estrellas agotan todo su combustible, al haber logrado sintetizar los elementos químicos más pesados, que se reflejan particularmente en la clasificación que los seres humanos hacemos de ellos a través de la Tabla Periódica de los Elementos, y en general en todo aquello a lo que llamamos realidad, incluyéndonos a nosotros mismos, realmente podemos hablar de muerte estelar, o bien, ¿tan solo podría ser el siguiente paso para el nacimiento de agujeros negros que, de acuerdo con algunas teorías, son ductos que nos podrían conectar con otras dimensiones o inclusive con otros universos? El argumento anterior corresponde más bien al reino de la especulación, a la imaginación humana que busca respuestas profundas a las cuestiones complejas que nos rodean.

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