Las estrellas llegan a existir por miles de millones de años, con lo cual resulta humanamente imposible observar la evolución de una única estrella desde su nacimiento hasta su muerte. Por eso, los astrónomos estudian los procesos de evolución estelar a través de la observación de numerosas estrellas, cada una en una etapa particular de su existencia.
Por ejemplo, en nuestra propia galaxia podemos observar algunas estrellas de unos 13.600 millones de años de edad, casi tan antiguas como el Universo, y otras como el Sol, formado hace 4.500 millones de años. También se han descubierto cúmulos estelares con integrantes de apenas algunos millones de años de edad, y protoestrellas que están formándose ahora mismo.
Además, gracias a los avances tecnológicos de las últimas décadas, los astrofísicos son capaces de realizar complejas simulaciones de estructuras estelares en supercomputadoras cada vez más potentes, a partir de modelos matemáticos y datos observacionales.
El nacimiento de una estrella
Las estrellas se forman en el medio interestelar, a partir de las denominadas nebulosas o nubes moleculares. Se trata de inmensas masas de hidrógeno, helio y otros elementos en proporciones menores, todos en forma gaseosa, que alcanzan tamaños de cientos de años luz de diámetro. En el interior de estas nubes, que pueden contener hasta 6 millones de veces la masa del Sol, se producen débiles atracciones gravitatorias que van fragmentando y agrupando el material en cúmulos cada vez más pequeños y densos. La velocidad de rotación de estas aglomeraciones de gas y polvo aumenta gradualmente, debido a la conservación del momento angular de la nebulosa original. Estos cúmulos siguen sumando material, hasta que eventualmente su propia gravedad hace que se contraigan, formando esferas de gas en rotación con un disco de acreción de material a su alrededor. Se las denomina protoestrellas, y son la primera etapa del ciclo de evolución estelar.
La energía gravitatoria de las partículas de gas en el interior de la protoestrella se convierte en energía cinética, y las colisiones entre partículas moviéndose aleatoriamente transforman esa energía en calor. De esta forma, una protoestrella de tamaño similar al Sol puede alcanzar una temperatura superficial de varios miles de grados, y una luminosidad hasta cien veces superior al brillo actual del Sol.
Luego de varios millones de años, y a medida que la protoestrella suma más material, alcanzando un mínimo de 0,08 veces la masa de nuestro Sol, su gravedad se hace cada vez más intensa. La densidad y temperatura en el núcleo de la protoestrella aumentan progresivamente, hasta llegar a los 10 millones de grados Kelvin. En su interior, las colisiones entre átomos se tornan cada vez más violentas, provocando el inicio del proceso denominado nucleosíntesis estelar: millones de toneladas de átomos de hidrógeno se fusionan entre sí a cada segundo, desprendiendo gran cantidad de energía y transformándose en helio.
En las primeras etapas de su evolución, la protoestrella alcanza grandes temperaturas, necesarias para que el proceso de fusión nuclear continúe. Mientras la gravedad atrae al material hacia el centro de la protoestrella, la temperatura y la densidad generan una presión que lo empuja hacia afuera, por lo que finalmente se llega a un equilibrio térmico e hidrostático estable: a partir de ese momento, puede decirse que ha nacido una estrella.
El diagrama Hertzsprung-Russell
En 1911 el astrónomo holandés Ejnar Hertzsprung, al observar las estrellas de algunos cúmulos estelares, notó que existía una relación directa entre su magnitud absoluta y su temperatura. Dos años más tarde, el estadounidense Henry Norris Russell obtuvo el mismo resultado al estudiar todas las estrellas cuya distancia al Sol ya era conocida. Si se representan gráficamente los tipos espectrales o temperaturas de distintos tipos de estrellas en función de su magnitud absoluta, obtenemos lo que en honor a ambos astrónomos es denominado “diagrama Hertzsprung-Russell”.
Las estrellas son muy diferentes entre sí, por lo que se suele adoptar la masa del Sol (aproximadamente unas 332.946 veces la de nuestro planeta) como unidad para compararlas. Tomando este valor como parámetro, la masa de una estrella puede ir de 0,08 a 320 masas solares, si bien la mayoría tiene una masa similar a la de nuestro Sol, y las estrellas que sobrepasan las 10 masas solares son poco comunes.
El rango de densidad de la materia en las estrellas también es muy amplio. Por ejemplo, una gigante roja como Betelgeuse, en la constelación de Orión, es menos densa que el aire que respiramos en la Tierra, mientras que una muestra de material de una enana blanca del tamaño de una cucharadita de té pesaría en nuestro planeta más de una tonelada.
La secuencia principal
Una vez que la fusión nuclear del hidrógeno en helio reemplaza a la contracción gravitacional como el proceso dominante de producción de energía, la estrella se ubica a lo largo de una curva denominada “secuencia principal” en el diagrama Hertzsprung–Russell. Durante este período, la estrella muestra un espectro de clase F o G como nuestro Sol, con un color amarillento muy característico.
Esta es la etapa media de la vida de la estrella, que continuará en la secuencia principal hasta que una parte significativa del hidrógeno en su núcleo se haya consumido. Por lo tanto, podemos definir a la secuencia principal como la fase primaria de fusión de hidrógeno en el ciclo evolutivo de una estrella.
El tiempo que una estrella transcurre en la secuencia principal varía según su masa: cuanto menor sea ésta, la estrella será capaz de mantenerse consumiendo hidrógeno por mucho más tiempo que otra de masa superior. Actualmente nuestro Sol se encuentra en la secuencia principal, y se calcula que permanecerá en ella durante otros 5.000 millones de años.
Al agotarse el hidrógeno en el núcleo de la estrella, su temperatura superficial comenzará a descender lentamente a lo largo de millones de años, al igual que su brillo. Esto hará que su posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell se desplace hacia el extremo inferior derecho de la secuencia principal.
La presión en el núcleo, ahora compuesto de helio, disminuirá, por lo que su interior se contraerá y aumentará la temperatura. El proceso de fusión nuclear del hidrógeno se trasladará a las capas exteriores. Mientras tanto, en el núcleo se producirá una nueva reacción de fusión nuclear, que producirá carbono a partir del helio generado en la etapa anterior de su evolución.
En este período la estrella experimenta variaciones de presión y temperatura que alteran su equilibrio hidrostático, dando origen a irregularidades en su estructura interna. Se trata del inicio de los procesos graduales que culminarán en su colapso definitivo.
Tras la combustión total del helio, el siguiente elemento en consumirse es el carbono, llegando ya a las últimas etapas de la estrella en la secuencia principal. La estrella rompe su equilibrio interno, debido a un aumento de las tensiones superficiales, que no pueden ser contenidas por su propia gravedad. La estrella aumenta considerablemente de tamaño, por lo que su brillo también aumenta; por el contrario, su temperatura superficial continúa descendiendo, por lo su ubicación en el diagrama de Hertzsprung-Russell cambia, moviéndose hacia la esquina superior derecha y alcanzando un espectro de clase K o M. La estrella abandona definitivamente la secuencia principal y se dirige a la rama de las estrellas gigantes y supergigantes que, como su nombre lo indica, pueden llegar a alcanzar tamaños realmente impresionantes, de hasta 1.700 veces el radio del Sol.
Últimas etapas de la vida de una estrella
Con el paso del tiempo, la estrella quema todo el combustible que le queda, agotando el helio y el resto de los elementos que contiene en sus capas interiores. Después de agotar el carbono y los siguientes elementos de la cadena de fusión, el proceso finalmente se detiene en el hierro, debido a que la reacción de fusión del hierro es endotérmica, es decir, absorbe energía en lugar de generarla.
La manera en que se produce la muerte de una estrella depende decisivamente de su masa al momento de colapsar. Si posee entre 0,08 y 1,4 masas solares, las capas exteriores de la estrella son expulsadas al espacio, formando lo que se conoce como una nebulosa planetaria; al detenerse la fusión nuclear en su interior, el núcleo inerte de la estrella se convierte en una enana blanca.
En cambio, si la masa de la estrella es superior a 1,4 masas solares, todo sucede mucho más rápido. Cuando cesan las reacciones de fusión en su interior, el núcleo ahora formado de hierro implosiona bajo su propia gravedad, y se produce una explosión masiva; la estrella se convierte en una supernova. La mayor parte del material de la estrella es expulsado al espacio, creando una nube de gas en expansión. Por su parte, el núcleo de la estrella colapsa sobre sí mismo, convirtiéndose en un cuerpo formado enteramente por neutrones, de pocos kilómetros de diámetro y con una densidad altísima, de miles de billones de toneladas por centímetro cúbico.
La estrella de neutrones resultante posee un poderoso campo magnético que direcciona sus haces de radiación, emitiéndolos a lo largo del eje de polaridad magnética. Al mismo tiempo, la estrella gira rápidamente, en algunos casos hasta decenas de miles de veces por segundo, sobre un eje de rotación que no necesariamente coincide con el de su campo magnético. Esto hace que la radiación de la estrella pulse de manera similar a un faro, creando una fuente de radio intermitente que los radioastrónomos denominan púlsar (contracción del inglés “pulsating star”, estrella pulsátil). La rotación de este tipo de objetos se desacelera gradualmente a lo largo de decenas de millones de años, y eventualmente el púlsar se enfría hasta convertirse en un objeto inerte.
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