Algo sobre las estrellas

Imaginemos que unos extraterrestres llegan a la tierra para estudiar a los humanos pero que sólo tienen un día (si están más se les cerrará el agujero de gusano por el que han llegado y no podrán volver a su planeta). Deciden hacer todas las fotos que puedan (se camuflan para que no les veamos) con el propósito de estudiarlas luego detenidamente.

Ya en su planeta primero ven que hay gran variedad de humanos y que es notable la diferencia de tamaños, menos de medio metro a más de dos. Hasta que uno se da cuenta y dice: ¡Eureka!, lo que pasa es que los humanos ¡crecen! ¡los pequeñitos se harán grandes, los grandes fueron pequeñitos!

Bien, pues algo similar ocurre con las estrellas y nosotros. No podemos seguir la vida de una estrella inmensa en comparación con la nuestra, pero hay tantas que podemos reconstruirla con instantáneas de estrellas en diferentes momentos de su desarrollo.

El instrumento más notable para saber acerca de la composición de las estrellas es la espectrografía de masas, algo así como el arco iris de una estrella que revela sus elementos según los colores.

El primer elemento que se formo tras el inicio del Big Bang es el más simple, lógicamente, el hidrógeno, con un protón y un neutrón. Los átomos de hidrógeno empezaron a atraerse por gravitación y a formar nubes cada vez más y más densas y sólidas que podrían haber colapsado si no fuera porque la presión y temperatura es tal que el hidrógeno comienza una reacción de fusión que da lugar a helio (dos protones, dos neutrones y dos electrones) y una gran cantidad de energía.

Así pues una estrella se mantiene por el equilibrio entre dos fuerzas, una que tira hacia adentro, la gravedad que tiende a hacer colapsar toda la masa en muy reducido volumen con unas densidades enormes, y la otra que tira hacia fuera debida a energía provocada en las reacciones de fusión.

El desarrollo de una estrella depende de la cantidad de hidrógeno que la forme, es decir, de su masa. Las estrellas muy masivas consumen gran cantidad de energía, son muy brillantes y su “combustible” se acaba pronto, tienen una vida corta (para una estrella, claro), estallan en una supernova y después colapsan en una estrella de neutrones. Las más grandes de todas dan lugar a los famosos agujeros negros.

Con las pequeñas pasa lo contrario, su “combustible” se “quema” lentamente y su vida es muuyyy larga. Tal es así que son las estrellas peor conocidas, todas se parecen y todo lo que se sabe sobre su evolución es teórico ya que todavía ninguna ha llegado a su fin. Duran como un billón de años y el universo sólo tiene 13.700 millones.

Las que tienen una masa intermedia pues, como ya se imaginarán, ni tanto ni tan calvo. Entre ellas está el Sol. Veamos qué sucede. La fusión del hidrógeno da lugar a helio, llega un momento en que hay tal cantidad de helio que se hunde hacia el centro de la estrella y debido a la presión y temperatura comienza así mismo a fusionarse para dar carbono (sí, carbono, del que estamos hechos en gran medida todos los seres vivos de la tierra, somos “polvo de estrellas”) mientras el hidrógeno que queda, como una corteza, se expande como un globo debido al calor generado por estas nuevas reacciones. La expansión produce una bajada de temperatura en la superficie con lo que su color se vuelve rojo: tenemos una gigante roja. En el caso de nuestro Sol crecerá hasta la órbita de Júpiter aproximadamente con lo que la tierra se vaporizará.

A menos que para entonces hayamos descubierto como mover la tierra de su órbita alejándola poco a poco del sol para mantener las condiciones de vida. Da escalofríos sólo de pensarlo pero ya hay quién tiene teorías acerca de cómo podría hacerse. Se va uno al cinturón de asteroides, le pone unos propulsores a uno de buen tamaño y lo envía hacia la tierra lo bastante lejos como para no dañarla pero lo bastante cerca para atraerla hacia así y cambiarla a una órbita un poco mayor. Cada tanto tiempo habría que repetir el proceso. ¿Se imaginan el canguelo?

Bueno, un pequeño esquema para terminar.

Hay que distinguir entre la masa de una estrella en su formación y su masa al final de sus días una vez completada la “secuencia principal”, el largo periodo en que la estrella permanece estable. Se calcula que una estrella con seis veces la masa solar en sus comienzos llegará al final con 1,44 masas solares.

Con menos de 1/10 de la masa solar (iniciales) una estrella no llegaría a serlo, no se darían las reacciones de fusión.

Con 1/10 o algo más de la masa solar tendríamos las estrellas pequeñas, 10.000 veces menos brillantes que el sol pero como dije con una larga vida de un billón de años.

Hasta seis masas solares la estrella se convierte en una gigante roja y luego en una enana blanca, como el Sol.

Con más de seis masas solares iniciales, equivalente a 1,4 finales, la estrella se transforma en una supergigante roja que estalla en supernova para colapsar en una estrella de neutrones.

Con dos o tres masas solares o hasta cinco que es el máximo más o menos, ahora finales, (iniciales mucho más, téngase en cuenta que estas estrellas consumen muchísima energía y pierden mucha masa), se convierte en una supergigante roja y luego en un agujero negro. En estas la secuencia de fusión es completa. Hidrógeno en helio, helio en carbono, carbono en oxígeno, oxígeno en neón, neón en magnesio, magnesio en silicio, silicio en azufre, y así hasta llegar al hierro. El hierro ya no se fusiona, por tanto no hay fuerza expansiva y la gravedad desploma la masa hasta su centro alcanzando densidades de millones de toneladas por centímetro cúbico. Flipante.

¿Se imaginan un agujero negro… en el bolsillo?