Cada artista es diferente. Utilizan distintas técnicas y cada una de ellas lleva un proceso. Las estrellas se comportan igual y no podría ser de otro modo ya que, como decía Carl Sagan, «somos polvo de estrellas». La diferencia está en el hecho de que los artistas producen sus obras mientras están vivos y las estrellas lo hacen con su muerte. Así, mediante las diversas formas que tienen las estrellas de morir, al igual que las distintas técnicas de los artistas, sus obras son tan diferentes como espectaculares.

Observar la obra de un artista nos ayuda a entender su vida, adentrándonos en ella investigamos y reflexionamos para averiguar cómo ha llegado hasta ahí. También los astrónomos observan la obra de las estrellas cuando mueren, dirigiendo sus telescopios hacia ese lugar para captar imágenes en todas las longitudes de onda posibles y entender más sobre la vida de la estrella, cómo esta ha llegado hasta ahí y cómo ha generado esa obra que observan.

Dependiendo del tipo de estrella, su nacimiento, su vida y su muerte será de una manera o de otra y lo que quedará en el lugar donde se encontraba la estrella será diferente.

Todos hemos oído hablar de las supernovas. La mayoría de las veces pensamos en una supernova como la explosión de una estrella, como si se tratara de la explosión de cualquier artefacto para la destrucción hecho por el hombre. Sin embargo, no todas las supernovas son iguales ni, mucho menos, todas las estrellas terminan su vida en forma de supernova.

Al contrario que los seres humanos que no sabemos con certeza cuándo y cómo vamos a morir, las estrellas, desde el momento de su nacimiento, saben cuál es su destino. Y lo saben gracias a su masa y su entorno más cercano.

Sin embargo, no todas las supernovas son iguales ni, mucho menos, todas las estrellas terminan su vida en forma de supernova.

La masa nos dirá qué elementos se podrán fusionar en su interior y si terminará sus días con una gran explosión como una supernova o lo hará de manera más suave en forma de nebulosa planetaria, dejando tras de sí un resto estelar conocido como enana blanca. Este límite se estima en unas ocho masas solares.

Cuando la estrella no supera ese límite de masa, como es el caso del Sol, la muerte no será explosiva. Cuando se consume todo el hidrógeno y el helio en las reacciones de fusión nuclear durante la vida de la estrella su núcleo termina estando formado, fundamentalmente, por carbono, que no puede seguir fusionándose. La baja masa de la estrella impide que se alcance la temperatura suficiente como para fusionar el carbono y las reacciones de fusión nuclear se detienen. Entonces las capas de gas que lo rodean se desprenden lentamente para formar una nebulosa planetaria. El núcleo de la estrella se convierte en una enana blanca que, una vez se haya desprendido de todo el calor residual, se apagará poco a poco.

En caso de que tenga suficiente masa como para convertirse en supernova, es decir, supere el límite de ocho masas solares, la explosión no será siempre igual, ya que dependerá de si la estrella está aislada o forma parte de un sistema binario. Aquí la casuística se complica, pero vayamos por partes.

Si tenemos una enana blanca, como resultado de la muerte de una estrella con una masa inferior a las ocho masas solares que hemos mencionado antes, y esta tiene una estrella compañera tendrá lugar una explosión de supernova tipo Ia. La enana blanca captura la atmósfera de la estrella rápidamente y cuando la masa de la enana blanca llega a un límite (conocido como límite de Chandrasekhar), la fusión, que se había detenido al llegar a la etapa de enana blanca, comienza de nuevo y se produce en muy pocos segundos, generando una onda de choque con la consiguiente explosión que destruye la enana blanca y en ocasiones de la estrella que le cedió el material de su atmósfera.

Cuando la estrella no es una enana blanca pero tiene como compañera otra estrella que está muy cercana, esta puede ayudar, del mismo modo que una enana blanca, a desligar gravitatoriamente toda la envoltura de la estrella hasta que queda simplemente el núcleo, compuesto principalmente de carbono. En este caso se producirá una supernova tipo Ic, que desde un punto de vista físico lo que observaríamos es una supernova de tipo II (como veremos a continuación) pero su espectro no contiene líneas de hidrógeno, y en ocasiones tampoco de helio, ya que estos elementos formaban parte de la atmósfera que ha sido atraída por la estrella compañera.

Nos hemos saltado las supernovas tipo Ib porque al contrario que las del tipo Ia y Ic pueden ocurrir en estrellas aisladas de un tipo muy especial, las estrellas Wolf-Rayet. Estas estrellas no necesitan una compañera que les ayude a perder las capas exteriores sino que son un tipo de estrellas muy masivas con unos vientos estelares muy intensos que expulsan este material. Cuando llega el momento, una vez han agotado su combustible y se detienen las reacciones de fusión nuclear explotan como supernovas, en este caso conocidas como supernovas de tipo Ib.

Por último, tenemos las supernovas de tipo II, que son las estrellas que explotan por sí solas cuando tienen más de ocho masas solares. Estas estrellas evolucionan como las estrellas de menor masa, pero cuando el núcleo está mayoritariamente compuesto de oxígeno y carbono la fusión continúa produciendo elementos más pesados como sodio, magnesio, silicio, azufre… hasta que el carbono se ha consumido del todo. A partir de ese momento comienza a fusionarse el silicio para dar hierro, pero este ya no puede seguir fusionándose ya que la fusión del hierro no genera energía, sino que la absorbe. En ese momento se deja de generar la energía que evitaría que las capas externas de la estrella cayeran hacia el núcleo y ocurre lo inevitable: toda la atmósfera de la estrella se precipita hacia el núcleo y rebota en él siendo emitida hacia el exterior a grandes velocidades, como en una gran explosión.

Tanto si la estrella muere de una manera suave como si lo hace con una espectacular explosión la obra de arte que creará no será estática sino que evolucionará con el tiempo. Poco a poco, los elementos que formaban la estrella se distribuirán en el medio interestelar alrededor del lugar que ocupaba la estrella. Cada elemento se observará a través de los telescopios de los astrónomos con un color diferente. La velocidad inicial que tengan estos elementos tras la explosión generará formas distintas que cambiarán en el tiempo.

Por otro lado, las estrellas, al igual que los artistas, tienen momentos en los que se quedan en blanco, sin inspiración y no producen ninguna obra. Algunas estrellas que deberían haber explotado como supernova simplemente desaparecen. En estos casos, como los artistas que se quedan en blanco sin explicarse por qué, los astrónomos tampoco saben explicar el porqué de este comportamiento de algunas estrellas.

Tanto si la estrella muere de una manera suave como si lo hace con una espectacular explosión la obra de arte que creará no será estática sino que evolucionará con el tiempo.

En cualquier caso, ya sea la creación de un artista o de una estrella que muere, pasado el tiempo la obra será observada y admirada para aprender más sobre la vida de su creador.

Bibliografía recomendada.

—Galadí-Enríquez, D. 2016. La evolución estelar. RBA Coleccionables, S.A.
—Moreno, O. La energía de las estrellas. RBA Coleccionables, S.A.
—Bohm-Vitense, E. 1992. Introduction to stellar astrophysics, vol 3, stellar structure and evolution. Cambridge University Press.