Las estrellas que observamos en el cielo son una serie de objetos de edades variadas que se encuentran en diferentes fases de su camino evolutivo.

En las últimas décdas gracias entre otras cosas a la ayuda de los ordenadores, la teoría de la evolución estelar ha conseguido explicar todas las fases de la vida de las estrellas.

Se ha podido saber que la masa con que nacen las estrellas es el factor principal que determina las caracteríasticas de su evolución.

La relación masa-luminosidad

Las estrellas brillan gracias a las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior y que transforman masa en energía. Esta conversión se rige por la famosa relación enunciada por Einstein: E=mc^2, donde E es la energía producida, m la masa convertida y c una constante que es equivalente a la velocidad de la luz. Así por ejemplo, en la fase correspondiente al inicio de su vida, las estrellas extraen energía de la combustión del hidrógeno, que se transforma en helio.

Sin embargo, la perdida de masa convertida en energía es muy pequeña: menos del 1% de la masa que participa en la reacción.

Todo esto podría hacer pensar que las estrellas más masivas, al disponer de más combustible, deberían vivir más tiempo. En realidad sucede exatamente lo contrario. De hecho, existe una relación empírica entre la masa y la luminosidad que indica que el brillo de una estrella aumenta demanera más que proporcional en relación con su masa. Esto significa que cuanto más masiva es una estrella, tanto más velozmente quema el combustible que tiene a su disposición.

De esto resulta, por lo tanto, que el tiempo de vida de una estrella es, a grandes rasgos, inversamente proporcional a su masa. Por ejemplo, una estrella como el Sol necesita alreedor de 9.000 millones de años para quemar todo el hidrógeno de su centro, mientras que una estrella de 7 masas solares necesita solamente 26 millones de años.

La relación masa-luminosidad, puede representarse facilmente en un diagrama como el de Hertzsprung-Russell. Como podeis observar, un tamaño grande del disco representa estrellas muy masivas y tamaños más pequeños, estrellas menos masivas.

El estadio de gigante roja

Hemos visto que la primera fase de la vida de una estrella se caracteriza por la conversión del hidrógeno. Este proceso tiene lugar en el centro de la estrella, la región de mayor temperatura (cerca de 20 millones de grados), donde se desencadenan las reacciones nucleares. Una vez agotado el hidrógeno del centro, las estrellas se quedan con un núcleo inerte de helio, que es el producto de la combustión. Este núcleo está rodeado por los estratos externos de la estrella, todavía ricos en hidrógeno.

En un primer momento, ante la ausencia del calor anteriormente producido por las reacciones nucleares, la estrella se enfría y se contrae; pero la contracción la calienta hasta que una fina capa de hidrógeno en torno al núcleo alcanza nuevamente la temperatura necesaria para iniciar las reacciones nucleares. Durante esta fase, en la que el hidrógeno se quema solamente en una fina capa, las estrellas se convierten en gigantes rojas, porque la gran liberación de energía registrada en los estratos que rodean al núcleo provoca una notable expansión de los estratos externos.

A continuación, el núcleo se calientea lo suficiente para convertir el helio en carbono, mientras prosigue la combustión del hidrógeno en el estrato inmediatamente adyacente al núcleo. Durante su vida, algunas estrellas muy masivas consiguen alcanzar en el centro temperaturas lo bastante elevadas para quemar sucesivamente toda una serie de elementos más pesados que el helio, desde el carbono hasta el silicio.

Las últimas fases de la vida

Si después de todas las fases evolutivas descritas, la estrella en cuestión tiene una masa de menos de 1,4 masas solares, termina su vida en forma de enana blanca, una estrella de elevadísima densidad media (entre cien mil y un millón de veces la densidad del agua), con un radio comparable al de la Tierra. Estas estrellas ya no están en condiciones de seguir contrayéndose y, por lo tanto, no pueden calentarse ni iniciar nuevas reacciones nucleares en el centro. Así pues, brillando cada vez más débilmente, disipan el calor que todavía conservan. En cambio, si la masa de la estrella, supera el límite de 1,4 masas solares (límite hallado teóricamente por el astrofísico indio S. Chandrasekhar), la contracción puede proseguir hasta radios inferiores a los 100 km, con una densidad todavía mayor que la de las enanas blancas. En estas condiciones, los protones y los electrones se combinan para formar neutrones, partículos eléctricamente neutras. Estas estrellas reciben el nombre de estrellas neutrónicas (o de neutrones). Su densidad puede ser varios miles de millones de veces mayor que la del agua. Se piensa que las estrellas de neutrones podría ser el producto de la explosión final (supernova) de una estrella muy masiva.

Probablemente existen estrellas más masivas que las que terminan su vida como estrellas de neutrones. En su caso, el resultado final sería un objeto todavía más denso, conocido como agujero negro, ya que su campo gravitatorio es tan poderoso que ni siquiera deja salir los rayos de luz y, por lo tanto, es completamente invisible al ojo humano.

Ejemplos de estrellas en distintas fases de su vida

Las Pléyades son un cúmulo abierto muy bonito que puede observarse en la constelación de Tauro. Está formado por estrellas jóvenes muy calientes y, por lo tanto, muy azules.

La nebulosa planetaria M27 en la constelación de la Zorra. Esta nebulosidad está constituida por el material expulsado de la estrelladurante las últimas fases de su vida. La estrella del centro está en camino de convertirse en una enana blanca. Luego se irá enfriando hasta apagarse.

 
Fotografía de Vicente J. Molina

M1 o nebulosa del cangrejo, fue formada por la explosion de una supernova que fue observada por los astrónomos chinos en el año 1054, contiene en su interior una estrella neutrónica.