El final de una estrella depende de su masa y de su evolución
La muerte estelar designa las últimas etapas de evolución de una estrella después de su largo período de brillo alimentado por la fusión nuclear, cuando deja un resto compacto o dispersa materia por el espacio. Se espera que las estrellas como el Sol dejen enanas blancas, mientras que otras mucho más masivas pueden formar estrellas de neutrones o agujeros negros. El desenlace depende de la masa de la estrella y de los cambios que ha experimentado.
Aquí, masa significa la cantidad de materia que forma una estrella. Es distinta del radio, que describe su tamaño físico. Que una estrella se hinche mucho no significa que haya ganado una cantidad equivalente de materia; incluso puede perder material de sus capas externas mientras se expande.
La fusión nuclear mantiene el calor y la luz del interior estelar
En el centro del Sol, los núcleos atómicos ligeros se unen mediante la fusión nuclear. La energía liberada al convertirse núcleos de hidrógeno en núcleos de helio mantiene caliente el interior y acaba saliendo al espacio en forma de luz. El largo período durante el cual una estrella mantiene la fusión del hidrógeno en su núcleo se llama etapa de secuencia principal.
La gravedad atrae la materia de la estrella hacia dentro. A la vez, el gas caliente y la luz ejercen presión, y la mayor presión de las regiones internas genera una fuerza hacia fuera. Una estrella de la secuencia principal conserva su estructura mientras ambos efectos se mantienen aproximadamente en equilibrio.
Cuando disminuye el hidrógeno disponible en el núcleo, cambian tanto la producción de energía como la estructura estelar. Incluso después de agotarse el hidrógeno central, puede seguir reaccionando hidrógeno en una capa que rodea el núcleo, o helio en un núcleo más caliente. Los combustibles y las reacciones posteriores dependen de la masa y de la etapa evolutiva de la estrella.
Las estrellas como el Sol pierden sus capas externas y dejan un núcleo caliente
Tras agotar el hidrógeno central, las estrellas como el Sol cambian su estructura interna y atraviesan etapas de gigante, en las que sus capas externas se expanden mucho. Durante esta evolución, el helio del núcleo sirve de materia prima para formar carbono y oxígeno. La estrella expulsa material exterior al espacio y finalmente deja al descubierto una región central pequeña y caliente.
El núcleo que queda es una enana blanca. Una enana blanca es un objeto muy denso que concentra una masa comparable a la del Sol en un tamaño similar al de la Tierra. Aunque haya terminado el suministro de nueva energía por fusión central, puede brillar durante mucho tiempo al liberar el calor almacenado. Se espera que el Sol también siga este camino.
El futuro del Sol se predice comparando observaciones de numerosas estrellas y sus restos con la teoría de la evolución estelar. No se ha observado ya todo el proceso por el que el Sol se convierte en gigante y deja una enana blanca.
El núcleo de una estrella masiva puede colapsar
Las estrellas mucho más masivas que el Sol pueden alcanzar temperaturas centrales mayores y atravesar etapas en las que producen elementos más pesados que el carbono y el oxígeno. En un núcleo donde se han acumulado elementos del grupo del hierro, resulta difícil obtener energía fusionándolos en núcleos aún más pesados. Si el núcleo sigue ganando masa y la presión interna deja de sostenerlo frente a la gravedad, puede producirse un colapso rápido.
Si parte de la energía liberada durante el colapso impulsa las capas externas hacia fuera, se produce una explosión muy brillante. Se llama supernova de colapso del núcleo. El material exterior se dispersa por el espacio y puede quedar un resto mucho más pequeño en el centro. Las observaciones y los cálculos permiten estudiar los detalles de la explosión y el tipo de resto que deja.
Una estrella de neutrones es un resto denso compuesto por materia muy rica en neutrones, una de las partículas presentes en los núcleos atómicos. El estado de la materia en sus regiones más profundas sigue siendo objeto de investigación. Si el núcleo restante es suficientemente masivo y las condiciones permiten que el colapso continúe, puede formarse un agujero negro. Un agujero negro tiene una frontera desde cuyo interior no se puede enviar luz ni señales al exterior.
La observación de los restos permite distinguir distintas trayectorias
En la nebulosa del Cangrejo, un remanente de supernova, se observan materia en expansión y una estrella de neutrones que gira rápidamente. Los astrónomos estudian la luz y el movimiento de los restos para investigar la estrella original y la explosión. Estos objetos permiten comparar las explicaciones de la muerte estelar con observaciones reales.
Además de la masa inicial, importan la cantidad de materia perdida y las interacciones con una estrella cercana. Dos estrellas unidas por la gravedad que orbitan una alrededor de la otra forman un sistema binario; si están próximas, la materia puede pasar de una a la otra. También se estudian las supernovas de tipo Ia, en las que reacciones nucleares explosivas destruyen una enana blanca de un sistema binario. Esta trayectoria es distinta del colapso del núcleo de una estrella masiva.
- Trayectoria representativa de una estrella como el Sol Pasa por etapas de gigante, pierde sus capas externas y deja una enana blanca.
- Trayectoria representativa de una estrella mucho más masiva Tras el colapso del núcleo, puede quedar una estrella de neutrones o un agujero negro, según las condiciones.
Estas dos trayectorias resumen el panorama general. No todas las estrellas masivas producen una supernova brillante y dejan el mismo tipo de resto. Para predecir con precisión el final de una estrella hay que considerar más condiciones que su masa.
La materia expulsada se mezcla con los materiales de futuras estrellas y planetas
El material exterior que pierde una estrella se mezcla con el gas entre las estrellas, y parte de él acaba incorporándose a nuevas estrellas y sistemas planetarios. Contiene tanto elementos que la estrella tenía desde el principio como otros creados por sus reacciones nucleares internas. La creación de nuevos elementos y la dispersión de elementos existentes por el espacio son procesos distintos.
El material que formó el sistema solar también contiene componentes dejados por objetos anteriores al Sol. Algunos, como el hidrógeno, proceden del universo temprano, por lo que no todos los elementos de nuestro entorno pueden explicarse como productos de un único tipo de supernova. Estudiar lo que dejan las estrellas ayuda a descubrir de dónde viene la materia de las estrellas y los planetas posteriores.
Fuentes
- NASA Webb — Fusión estelar y equilibrio interno
- NASA Science — Evolución estelar y enanas blancas
- NASA — Un experto explica el futuro del Sol
- NASA Hubble — Muerte estelar y observaciones de la nebulosa del Cangrejo
- NASA — Investigación del interior de las estrellas de neutrones
- Burrows y Vartanyan — Revisión de la teoría de supernovas de colapso del núcleo
- ESA Integral — Enanas blancas y supernovas de tipo Ia