Cuando miramos al cielo nocturno vemos multitud de puntos luminosos e incluso lo que parecen ser manchas borrosas más extensas. Los puntos luminosos todos sabemos lo que son: estrellas. Las manchas borrosas pueden ser objetos más exóticos como galaxias lejanas o nebulosas que están en nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Pongamos un ejemplo. Si miramos hacia la constelación de Orión y nos fijamos en la región conocida como «la espada» veremos tres puntos. El punto central es ligeramente más extenso y difuso. Es la famosa nube o nebulosa de Orión y es lo más parecido a una maternidad espacial que puedas ver a simple vista.

Las estrellas nacen en nubes donde la concentración de gas, principalmente hidrógeno, es muy alta. Cuando en una pequeña región de estas nubes, por cualquier razón, la gravedad es ligeramente superior a la que hay a su alrededor, el gas comienza a acumularse en ese punto.

Durante miles de años, el gas se continúa acumulando alrededor de ese punto inicial y la gravedad va aumentando. Aumenta hasta el punto en que, en el interior, la presión a la que está sometido el gas genera un aumento de temperatura tan grande que los núcleos atómicos comienzan a fusionarse y a generar energía. Esta energía es transportada por las capas más externas del gas hacia el exterior y empieza a brillar. ¡Ha nacido una estrella!

La composición de la nube de gas, al comienzo de la formación, y la masa de la estrella en el momento de comenzar a brillar contribuye a definir cómo será su vida y cómo morirá, aunque estas cuestiones son todavía parte de la investigación actual. La composición de la nube suministrará a la estrella el tipo de combustible que tendrá durante toda su vida. El combustible más abundante del universo y más fácil de fusionar es el hidrógeno. Cuando esta fusión de hidrógeno tiene lugar el resultado es un nuevo elemento: el helio. La masa, es decir, la cantidad de materia, indicaría el combustible disponible para fusionar y lo rápido que lo puede consumir.

La estrella pasa su infancia fusionando hidrógeno en helio en su núcleo. Es una época tranquila que puede durar unos pocos millones de años para las estrellas que son muy masivas, unos pocos miles de millones de años para las estrellas de tamaño medio -como nuestro Sol- o cientos de miles de millones de años para las estrellas más pequeñas. En un principio, puede parecer contradictorio pero el hecho es que cuanto mayor es la masa de una estrella, mayor es la temperatura en su núcleo y mayor es el ritmo de fusión de hidrógeno en helio, con lo cual el combustible se agota más rápidamente en estrellas más grandes.

Seguro que a todos nos gustaría tener una infancia tan larga como la de las estrellas, ya que pueden estar en ella casi toda su vida. Esta es la fase conocida como secuencia principal por su situación en los diagramas de Hertzsprung-Russel y es entonces cuando el disco de polvo que había en su entorno en el momento de nacimiento se empieza a condensar, por acción de la gravedad, dando lugar a la formación de planetas y en el caso del nuestro, la vida. Esta fase es tan larga que todas las generaciones y generaciones de seres vivos de la Tierra han sido irradiadas y alimentadas gracias a la energía que se produce en la estrella por la fusión de hidrógeno en helio.

Consumido el hidrógeno la cosa cambia. La estrella entra en una etapa en la que pasa de la adolescencia a la madurez y a la vejez de una manera rápida y violenta. Ahora el núcleo está mayoritariamente compuesto por helio pero la energía que necesita el helio para fusionarse es mucho mayor que en el caso del hidrógeno.

A partir de este momento, el camino que sigue la estrella depende de su masa inicial. Tradicionalmente se dividen las estrellas en aquellas con una masa superior a ocho masas solares y estrellas con una masa inferior a ese límite.

En las estrellas con masa inferior a ocho masas solares, el helio no puede fusionarse por sí solo, por lo que la estrella no produce ningún tipo de energía. Si esto terminara aquí, la estrella se enfriaría y moriría. Pero no se rinde y empieza a colapsarse sobre sí misma para conseguir aumentar la temperatura y producir energía. El colapso aumenta la temperatura de manera que en las capas más internas el hidrógeno que haya quedado sin quemar en la atmósfera comience a fusionarse en helio. Al conseguir de nuevo energía, la estrella vuelve a expandirse pero se va enfriando poco a poco con lo cual adquiere un color rojo. Sin embargo, la capas internas donde se está consumiendo el hidrógeno tienen una temperatura más alta que en la fase de secuencia principal, por lo que se consume mucho más rápido. En este punto, la estrella ha crecido tanto que cualquier cuerpo que orbite a su alrededor, a una distancia menor de lo razonable, ha sido engullido por ella. La estrella se ha convertido en una gigante roja y es el destino que le espera a nuestro Sol. Y nosotros estamos a esa distancia menor que lo razonable.

Al mismo el tiempo, el núcleo ha continuado contrayéndose y ha alcanzado una temperatura suficiente como para empezar a fusionar el helio pero más lentamente y generando menos energía. La fusión del helio hace que la estrella produzca nuevos elementos cuya energía de fusión es superior, por lo que se va generando una estructura de capas en el núcleo de la estrella. En el centro se quedan el oxígeno y el carbono producidos. Por encima se queda el helio que sigue fusionándose, pero llegado un momento el núcleo deja de colapsarse y por lo tanto de producir energía. Las capas exteriores al núcleo empiezan a caer hacia el núcleo rebotando sobre un núcleo inerte y frío saliendo despedidas al exterior.

Este es el final de la estrella de menos de ocho masas solares. El resto es conocido como nebulosa planetaria que se dispersa al medio interestelar, alimentándolo y dejando uno de los objetos más bonitos que se pueden observar.

En las estrellas más masivas el proceso es muy parecido, pero cuando el núcleo está mayoritariamente compuesto de oxígeno y carbono la fusión se sigue produciendo y se generan elementos más pesados: sodio, magnesio, silicio, azufre… hasta que el carbono se ha consumido del todo. Para seguir obteniendo energía, el núcleo se colapsa de nuevo. Mientras tanto las capas exteriores también adquieren una estructura de capas de cebolla con diferentes capas en la que se siguen fusionando elementos más ligeros.

Las estrellas nacen en nubes donde la concentración de gas, principalmente hidrógeno, es muy alta. Cuando en una pequeña región de estas nubes, por cualquier razón, la gravedad es ligeramente superior a la que hay a su alrededor, el gas comienza a acumularse en ese punto.

Por otro lado, en la capa situada por encima del núcleo se sigue fusionando el silicio para dar hierro, lo cual hace que la masa del núcleo siga aumentando. Cuando el silicio deja de fusionarse, en el interior del núcleo aparece una región de unas pocas decenas de kilómetros en la que la materia es extremadamente densa. El resto del núcleo no alcanza tal densidad tan rápido, por lo que empieza a precipitarse hacia la zona más densa, casi a la velocidad de la luz. Al caer al núcleo denso esta materia produce vibraciones en las capas superiores parecidas a los terremotos. Estos terremotos generan una onda de choque hacia afuera que termina por arrancar las capas externas de la estrella en una colosal explosión. Tenemos una supernova. La estrella masiva ha muerto.

Las supernovas son muy interesantes porque dan lugar a todos los elementos químicos que conocemos. Sin embargo, como ya hemos visto en el núcleo no se generan elementos más pesados que el hierro. ¿De dónde salen el resto de elementos?

Cuando la onda de choque expulsa las capas exteriores, también arrastra los neutrones que se han generado en las reacciones nucleares. Estos neutrones son capturados por los elementos que se encuentran en las capas exteriores (por procesos nucleares) y de esta manera se van generando los restantes elementos de la tabla periódica que conocemos.

Pero las estrellas masivas no mueren como nosotros sino que lo hacen de una manera más productiva ¡se reproducen! Estos elementos, junto con los creados anteriormente son expulsados al medio interestelar en la explosión de supernova y formarán parte de futuras estrellas o del material que orbita alrededor de las mismas. Se formarán nuevos planetas que posiblemente, generen vida parecida o no, a la nuestra.

Para profundizar

• Surdín, V.G. 2000 Formación estelar. Editorial URSS
• Bohm-Vitense, E. 1992. Introduction to Stellar Astrophysics Vol.3.
• Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press.