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HISTORIA DE NUESTRO SOL Y OTRAS ESTRELLAS
“La secuencia principal del Sol, una estrella pequeña, es de unos 10 000 millones de años, y ahora
se encuentra a la mitad de la misma.”
Una visión de la secuencia estelar que pasa por la formación de una supernova hasta convertirse
en un agujero negro. Todo explicado bajo las herramientas de la física relativista, y principalmente
la física cuántica, que hasta ahora satisface a todas las pruebas a las que ha sido sometida.
Las estrellas se forman a partir del colapso gravitacional de una nube molecular
gigante, un objeto estelar de un tamaño de unos 100 años luz y una masa de unos
6 millones de Mʘ (siendo Mʘ la masa del Sol), formado fundamentalmente de
hidrógeno. Durante el colapso, la nube se condensa en protoestrellas, objetos
cuya temperatura depende de su masa. Si esta es menor que 0.08 Mʘ, no alcanzan
la temperatura necesaria para que se inicien las reacciones nucleares en su núcleo
y se convierten en enanas marrones. En caso contrario, se inicia el ciclo p-p y,
eventualmente, el C-N-O, en los que la combustión del hidrógeno genera helio.
La radiación producida ejerce una presión de radiación que contrarresta la
contracción gravitatoria, y la estrella se estabiliza en la secuencia principal de su
evolución; en esta permanece mientras disponga de hidrógeno en su núcleo:
desde unos pocos millones de años, en el caso de las supergigantes azules, hasta
cientos de miles de millones de años, en el caso de las enanas rojas. La secuencia
principal del Sol, una estrella pequeña, es de unos 10 000 millones de años, y ahora
se encuentra a la mitad de la misma.
Gigantes y enanas
Consumido el hidrógeno, el núcleo empieza a contraerse de nuevo. Si su masa es
superior a 0.5 Mʘ, se alcanza la temperatura necesaria para que se fusione el
hidrógeno de la capa adyacente al mismo y se inicie la fusión del helio que
contiene; la estrella, cuya envoltura se expande debido a la energía producida, se
convierte en una gigante roja. Si la masa es menor de 0.5 Mʘ, no se activan nuevas
reacciones nucleares y la estrella sigue contrayéndose hasta convertirse en una
enana blanca de helio. Finalizada la combustión del helio, el núcleo contiene
carbono y oxígeno. En las estrellas con una masa de entre 0.5 y 10 M ʘ, no se
alcanza la temperatura necesaria para que se fusione el carbono y el núcleo vuelve
a contraerse hasta que la degeneración electrónica, debida al principio de
exclusión de Pauli, actúa: a medida que el núcleo se contrae, los electrones están
más próximos entre sí, y como son fermiones y no pueden estar en el mismo sitio,
en el mismo instante y en el mismo estado cuántico, aparece una componente de
presión opuesta a la contracción. El núcleo se enfría, en las capas adyacentes
siguen fusionándose hidrógeno y helio y se producen pulsos térmicos, que
expulsan la envoltura de la estrella, formándose una nebulosa planetaria con una
enana blanca de carbono y oxígeno en el centro. En estrellas con masas mayores
que 10 Mʘ, se produce la fusión del carbono y otros elementos más pesados del
núcleo, que acaba conteniendo hierro y elementos vecinos de la tabla periódica.
Como su fusión consumiría energía, el núcleo colapsa muy rápidamente, y en
algunos casos, debido a mecanismos aún no conocidos con precisión, la energía
gravitatoria liberada en el colapso produce la explosión de la estrella: se ha
originado una supernova (de tipo Ib, Ic o II, según sean los elementos de la
envoltura), quedando una estrella de neutrones, con apenas unas decenas de
kilómetros de diámetro y una densidad superior a los mil millones de toneladas
por centímetro cúbico, que se estabiliza debido a la degeneración neutrónica, un
efecto similar al de la degeneración electrónica, pero para los neutrones (que
también son fermiones). Si la masa del núcleo de elementos pesados es lo
suficientemente grande, la degeneración neutrónica es incapaz de contrarrestar
el colapso gravitacional de la estrella de neutrones, dando como resultado un
agujero negro, cuya densidad es tal que ninguna materia ni radiación puede
escapar de él.
Sistemas binarios
Muchas estrellas forman parte de sistemas binarios, en los que uno de los dos
componentes es un objeto con un campo gravitatorio muy intenso, como una
enana blanca o una estrella de neutrones. Si están lo suficientemente cerca, la
primera estrella arranca materia de la segunda, ocasionando fenómenos muy
energéticos. En el caso de la enana blanca, puede producirse una nova, en la que
la estrella brilla durante un cierto tiempo por encima de su nivel normal, o una
supernova de tipo Ia. En el caso de la estrella de neutrones, se puede producir una
fusión muy rápida de todo el hidrógeno “capturado”, dando lugar a un estallido
de rayos X.