La Vida de las Estrellas

La famosa e icónica frase de Carl Sagan "Somos polvo de estrellas reflexionando sobre estrellas" va más allá de lo poético. La materia que nos forma fue parte, en momentos remotos del Universo, de estrellas cuyo tiempo ya finalizó. ¿Qué lacabó con ellas? ¿Hasta qué punto es cierto que somos polvo de estrellas?

Imagen de la Vía Láctea.

Los elementos químicos que hoy nos forman como son el hidrógeno, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno son fruto de los procesos que se dieron en el interior de grandes estrellas. Los cuatro elementos antes citados componen el 96% de nuestra masa total, su aparición tuvo lugar en las propias formaciones estelares y a día de hoy son imprescindibles para la aparición y el desarrollo de la vida tal y como la conocemos, como ya conté en el artículo de esta misma web "¿Es la vida común en el Universo?". Y no solo estos cuatro, sino que la mayor parte de elementos pesados que tan comúnmente encontramos en nuestro planeta como son el calcio, el manganeso o el hierro.

El Nacimiento de las Estrellas

La fuerza de la gravedad es quien guía este proceso. Atrayendo material desde nubes de polvo y gas ubicadas frecuentemente en los brazos de las galaxias, hacia un punto concreto donde comienza a concentrarse la masa. La atracción se va acelerando a medida que se forma la protoestrella o estrella primitiva. Este proceso puede llegar a durar decenas de miles de años a medida que la temperatura, la masa y la presión en el interior de la estrella van en aumento. Mientras tanto, la atracción de dicho material da lugar a discos de polvo, gases y otras sustancias a su alrededor que pueden derivar en la formación, a la postre, de sistemas planetarios.

Sin embargo, la concepción total de estrella madura no se da hasta que no se producen en ella los procesos de fusión nuclear.

La fusión nuclear, el motor de las estrellas.

En el interior de las estrellas de dan procesos por los que ciertos átomos se fusionan con otros para dar lugar a átomos más grandes. En este proceso, que conocemos como fusión nuclear, partimos de átomos de elementos de baja masa, como el hidrógeno, para acabar formando átomos de elementos más masivos, como el helio.

Básicamente, en eso consiste la fusión nuclear. Uniones o fusiones de núcleos atómicos que dan lugar a otros más grandes, liberando en el proceso ingentes cantidades de energía y radiación, que serán el combustible estelar durante miles de millones de años.

La particularidad que tienen las estrellas para poder albergar estos procesos atómicos es su elevadísima temperatura, necesaria para poder vencer la repulsión electromagnética que existe entre los núcleos de los átomos. Para lograr la fusión los núcleos deben acercarse lo suficiente, y para ello se debe superar la repulsión que ejercen el uno sobre el otro. Los procesos de fusión nuclear llevan tratando de ser recreados en condiciones artificiales décadas, aquí, en la Tierra, con el fin de lograr una nueva forma de obtención de energía para nuestros sistemas. Aunque se ha conseguido llevar a cabo estos procesos, el balance energético total no es el suficiente como para que sea, a día de hoy, una forma viable de obtención de energía.

Pero volviendo a las estrellas, esta energía que emana de los procesos nucleares es necesaria para mantener en equilibrio el astro. Sabemos que su masa está sometida a enormes interacciones gravitacionales que harían colapsar la estrella si no fuera por los procesos de fusión. Es decir, la reacciones en las que se fusionan los átomos que componen la estrella contrarrestan la fuerza de la gravedad que provoca la contracción de la estrella. En ciertos momentos algunos de estos combustibles nucleares se agotan y la gravedad se hace predominante, provocando aumentos de presión y temperatura que dará lugar a nuevas reacciones de fusión.

Estas nuevas condiciones permitirán la formación de átomos más pesados a partir de nuevos combustibles, es decir, del producto de reacciones anteriores. Por ejemplo, si en un estadio previo se ha formado helio a partir de 4 átomos de hidrógeno, las nuevas condiciones pueden permitir que ese helio genere átomos más pesados a través de nuevas reacciones de fusión. De esta manera las estrellas se convierten en fábricas de átomos de distintos elementos, no obstante, no todas son capaces de dar lugar a todos los elementos. Existen una gran variedad de estrellas en el cosmos.

No todas las estrellas son iguales

No todas las estrellas que podemos observar son iguales, al contrario, existe una gran variedad de ellas. Muchos de sus parámetros varían de unas a otras: tamaño, composición, masa, temperatura, luminosidad, etc.

Los astrónomos clasifican las estrellas tomando como referencia las emisiones electromagnéticas de cada estrella. Estas emisiones vienen determinadas tanto por la temperatura como por la composición de los astros. De esta manera, los astrónomos Pickering y Cannon llevaron a cabo una clasificación con siete grupos: O, B, A, F, G, K, Y M, todas diferenciadas según sus emisiones.

El destino de una estrella vienen determinada por su composición y masa. A lo largo de su vida puede pasar por varios estadios y momentos de mayor o menor volumen, dependiendo de los procesos nucleares que se lleven a cabo en su interior, hasta su final. Curiosamente este final es más temprano en estrellas altamente masivas, que gastan su combustible de forma rápida, que en estrellas con menor masa.

En las estrellas altamente masivas, cuyo final suele desencadenar violentas explosiones en formas de supernova para acabar dando lugar a agujeros negros o estrellas de neutrones, sus vidas estelares suelen rondar las decenas de millones de años. En el caso de Spica, una estrella 7 veces más masiva que nuestro sol, se calcula que vivirá unos 25 millones de años antes de acabar convirtiéndose en una estrella de neutrones. También nos podemos ir al otro extremo, sin ir más lejos, Próxima Centauri, la estrella más cercana al sol y 10 veces menos masiva que este, se calcula que podría vivir billones de años. Por otro lado, en un punto medio, se encuentran estrellas como la nuestra, que llegarán a los 10.000 millones de años antes de dar lugar a otras formas como nebulosas planetarias o enanas blancas.

El fin de nuestras estrellas, las supernovas

Las estrellas, al igual que diferentes características, tendrán diferente final. Nuestro sol, por ejemplo, llegará a fases de gigante roja, convirtiéndose en un cuerpo 150 veces más grande de lo que lo es en la actualidad, dejando una gran nebulosa planetaria antes de pasar a su fase final de enana blanca. Sin embargo, normalmente, son más conocidos los procesos desencadenados en el final de las estrellas más masivas, a los que conocemos como supernovas, procesos solo vistos en estrellas que tengan masas casi 2 veces superiores a las de nuestro sol.

Ya hemos comentado antes que las estrellas mantienen su equilibrio gracias a la oposición de la fuerza de la gravedad frente a la energía liberada de procesos de fusión nuclear. Cuando el combustible de fusión nuclear se agota, es decir, cuando la formación de nuevos átomos llega al hierro, el proceso de fusión se detiene. La fusión del hierro no aporta energía, por lo que la gravedad decanta la balanza hacia el colapso de la estrella. Este proceso acaba desencadenando una violenta explosión que dispersa gran parte del contenido estelar por el espacio, quién sabe, si para formar parte más adelante de futuras estrellas.

Lo que sí sabemos es que en esta explosión se producen una gran cantidad de elementos, también algunos más pesados que el hierro, y que además estos son disipados y esparcidos a grandes distancias a través del espacio.

Agujeros negros y estrellas de neutrones

Tras las explosiones, muchos de los resultantes adoptan formas y propiedades que las convierten en cuerpos con características singulares del cosmos, como son los agujeros negros o las estrellas de neutrones. Ambos son cuerpos excepcionales, de características únicas. Los primeros son gigantescas acumulaciones de materia, generadores de campos gravitatorios con tal fuerza que son capaces de absorber la propia luz. De ahí que se llamen agujeros negros.

En el caso de los segundos, su fuerza gravitatoria también es inmensa. Sobre su superficie, la gravedad equivaldría a varios miles de millones de veces la de nuestro planeta. Las estrellas de neutrones son capaces de adoptar velocidades de rotación excepcionales, emitiendo desde sus polos magnéticos chorros inmensos de radiación.

En efecto, somos polvo de estrellas

La vida de las estrellas y su evolución sigue siendo un intenso objeto de estudio para los astrofísicos de todo el mundo. Comprender los procesos que se dan en su interior servirá de incentivo y ayuda para impulsar múltiples ramas de la física. Seguro que nuevas investigaciones con cada vez más modernos medios nos permitirán comprender mejor nuestro Universo, con el consecuente impacto en nuestra forma de entender el mundo y en sistemas filosóficos que tratan de dar explicación de la realidad encajando los hallazgos científico-tecnológicos.

Por el momento, nos quedamos con el mensaje de Sagan, sabiendo que los átomos que hoy nos componen existen gracias a los procesos que se dieron en los cuerpos celestes hace millones de años.

Evolución estelar: Nacimiento, vida y muerte de las estrellas. John R. Percy. International Astronomical Union Universidad de Toronto, Canada. Available in: http://sac.csic.es/astrosecundaria/es/cursos/formato/materiales/ppts/conferencias/C1_es.pdf

La Evolución de las Estrellas. National Geographic. Atlas del Cosmos. 2018.

Evolución de las Estrellas. Astromía. Available in: https://www.astromia.com/universo/evolestrellas.htm

Evolución estelar. Wikipedia. Available in: https://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar