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LA VIDA DE LAS ESTRELLAS Las ideas actuales acerca de la formación de las estrellas nos indican que el vasto y frío espacio existente entre los astros no está vacío, como pudiera parecernos, sino que está ocupado por nubes de gas y polvo. Las estrellas se originan a partir de estas nubes masivas que existen dentro de nuestra galaxia. Cada nube tiene una extensión de centenares de años luz y su masa total puede equivaler a la de varios millares de soles. A estas gigantescas nubes, que son el germen para que se formen nuevas estrellas, es a lo que llamamos nebulosas (a). En la constelación de Orión existe una nebulosa (M42), que es un auténtico semillero de estrellas y se le estima materia suficiente como para producir más de 10.000 estrellas. Las nebulosas están compuestas de polvo y gases, principalmente hidrógeno y helio, mezclados en la proporción de una parte de helio por cada diez partes de hidrógeno. Esta materia no está distribuida en el espacio de manera uniforme, sino que dentro de una misma nebulosa hay como una especie de nudos en los que la concentración de materia es mayor y otras zonas que, por el contrario, son menos densas (b). Si el nudo es suficientemente denso, su material empezará a contraerse bajo el empuje de su fuerza de gravedad. A medida que este nudo se vaya encogiendo, se calentará más y más hasta que su temperatura en el interior sea lo suficientemente elevada como para empezar a desprender calor hacia el espacio exterior en forma de radiaciones infrarrojas (c). A partir de aquí, el destino de cada estrella va a venir escrito en la masa a partir de la cual empezó a generarse (masa del nudo inicial). Dependiendo de cual sea su masa de partida, así será la evolución de su vida. Si la masa del nudo es inferior a la décima parte de la masa del Sol, entonces la vida de esa protoestrella evolucionará de manera tal que seguirá emitiendo radiaciones infrarrojas a lo largo de toda su vida, hasta morir convertida en un planeta: esta protoestrella nunca llegará a ser una estrella. Si por el contrario, la masa del nudo es mayor que una décima parte de la masa del Sol, entonces el empuje de su propia gravedad va comprimiendo cada vez más la materia hacia el corazón del nudo, hasta que llega un momento en el que las temperaturas en el interior del núcleo son tan altas (unos 10 ó12 millones de grados Celsius), que éste se convierte en un gigantesco horno nuclear y empieza a quemar hidróge no. Las reacciones nucleares que se producen en este gran horno van transformando hidrógeno en helio: cuatro átomos de hidrógeno se fusionan para formar un átomo de helio. El nudo de gas se ha transformado en una nueva estrella (d). Cuando empieza la combustión del hidrógeno en el corazón de la nueva estrella se generan allí temperaturas altísimas (del orden de algunos millones de grados) y es entonces cuando se estable un equilibrio de fuerzas entre la fuerza gravitatoria (G), que empuja la materia hacia el núcleo, y la fuerza de presión (P), debida al calor tan intenso que reina en el corazón de la estrella, que empuja hacia el exterior. La producción de energía calorífica nuclear en el corazón de una estrella es gigantesca y su fuga hacia el exterior del astro es capaz de neutralizar la contracción gravitatoria y hacer que ésta brille (d). Entre las estrellas más jóvenes que podemos observar a simple vista tenemos el grupo de las Pléyades en la constelación de Tauro. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida quemando hidrógeno en ese potente y gigantesco horno que es su núcleo central; mientras esto sucede, se dice que se encuentran en la fase de secuencia principal. La mayor parte de las estrellas que vemos brillar en el cielo se encuentran en esa secuencia, incluido el Sol. Nuestro astro rey permanecerá en esta etapa evolutiva (secuencia principal) unos cinco mil millones de años. Ningún combustible dura eternamente por lo que, con el tiempo, las reservas de hidrógeno disponibles en una estrella se van agotando y, al hacerlo, la estrella envejece. En su núcleo se han ido transformado gran parte de sus reservas de hidrógeno en “ceniza”, es decir, helio. Cuando una estrella va agotando el hidrógeno que puede quemar en su núcleo, no dispone entonces de la energía calorífica suficiente como para contrarrestar el empuje de la gravedad (G); entonces se debilita su presión interior (P) y se produce un desequilibrio de fuerzas en el que de nuevo se impone la gravitatoria. Esta vuelve a estrujar la materia de la estrella hacia su interior y, al hacerlo, va aumentando de nuevo la temperatura en su núcleo. Paradójicamente ocurre que, mientras que la parte más interna de la estrella se va comprimiendo y calentando, la envoltura o cubierta exterior se va expandiendo y enfriando hasta llegar a la mitad de la temperatura que tenía en sus “años jóvenes” o años correspondientes a su fase de secuencia principal. La estre lla llega a alcanzar un tamaño de 100 a 1000 veces superior al que tenía en su etapa evolutiva anterior; paralelamente a esta expan sión su núcleo se sigue contrayéndose y su temperatura aumenta allí de forma descomunal: la estrella se ha convertido en una gigante roja o en una supergigante (e), dependiendo de su masa. El término gigante o supergigante hace referencia a su tamaño mientras que roja señala su color total. La mayoría de las estrellas más brillantes a ojo desnudo son gigantes rojas o supergigantes. Entre las gigantes rojas más sobresalientes en luminosidad tenemos a Aldebarán (en la constelación de Tauro) y Arcturus (en la constelación de Boyero). Nuestro Sol también agotará su combustible nuclear (hidrógeno) algún día y entonces se convertirá en una gigante roja que engullirá en su seno a Mercurio, Venus y la Tierra.

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Pero esto no ocurrirá hasta dentro de 5.000 millones de años por lo que no nos corre prisa el ir a ninguna agencia espacial para reservar vuelo con destino a otro cálido planeta. Como supergigantes rojas más brillantes tenemos a Betelgeuse (en la constelación de Orión) y Antares (en la constelación de Escorpión), presentando ambas diámetros que superan en 300 ó 400 veces el de nuestro Sol. Cuando el corazón de una gigante roja llega a estar lo suficientemente caliente por efecto de la opresión gravitatoria (unos 100 ó 200 millones de grados), entonces el helio proveniente de la combustión del hidrógeno en la fase anterior, se convierte ahora, a su vez, en nuevo combustible. Este helio, al ser quemado en ese gran horno central de la estrella, da como resultado nuevos ele mentos o “nuevas cenizas”: carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, etc. La estrella entra de nuevo en un estado de equilibrio cuando la energía calorífica (P) procedente de las reacciones nucleares en la combustión del helio es suficiente como para contrarrestar la fuerza de gravedad (G) que tiende a comprimir la masa del astro en la dirección hacia su corazón. Así permanece durante cierto tiempo, pero cuando el helio se va agotando en su núcleo, se produce de nuevo otro desequilibrio de fuerzas: la gravedad hace colapsar aún más la materia hacia el corazón de la estrella hasta que ésta alcanza de nuevo temperaturas elevadísimas que reavivan su “cenizas” del núcleo (carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, etc) y el calor que allí se produce neutraliza y aplaza de nuevo el empuje de la gravedad. Este proceso de equilibrio-desequilibrio de fuerzas continúa hasta que la estrella alcanza el final de su vida. Las estrellas sólo pasan una pequeña parte de su existencia en la fase de gigantes rojas (unos cientos de millones de años). Al finalizar esta fase, su gran horno central se ha ido quedando sin combustible y su calor se ha ido perdiendo poco a poco hacia el exterior, como lo pone de manifiesto su propio brillo. En su núcleo ya no se produce la energía calorífica necesaria y, finalmente, la estrella pierde su batalla contra la gravedad. Por el contrario, sus capas exteriores se han ido expandiendo y enfriando hasta que llega un momento en que dejan de ser atraídas y abandonan el núcleo central, adoptando una forma parecida a la de los anillos de humo. A este gigantesco anillo así formado es a lo que se llama nebulosa planetaria (f), la cual acabará disipándose al cabo de miles de años. En el centro de la nebulosa planetaria habrá quedado un reducido cadáver formado por ceniza estelar, un astro caliente y de pequeño tamaño constituido principalmente por oxígeno y carbono. A este tipo de estrella procedente de la antigua gigante roja es a lo que se denomina enana blanca (g). Las enanas blancas tienen un volumen parecido al de la Tierra pero conservan mucho más de la mitad de la masa del nudo originario; esto hace que sean muy densas. Una caja de cerillas llena de materia procedente de una enana blanca tendría una masa de más de 10.000 kg, tanto como dos elefantes adultos juntos. La brillante Sirio (en la constelación del Can Mayor) tiene una compañera muy cercana que es una enana blanca. Esa enana blanca tiene un brillo diez mil veces más débil que Sirio por lo que vemos a Sirio mientras que su compañera queda envuelta en su luz. Para que una estrella se convierta en una enana blanca debe de acabar su vida con una masa inferior a 1,4 veces la masa del Sol. Nuestro astro rey es un serio candidato para convertirse algún día en una enana blanca. Las estrellas masivas acaban su vida de una manera más espectacular. Estos astros pasan a lo largo de su vida por la etapa evolutiva de supergigantes y en la gran explosión que experimentan, pueden perder parte de su materia original. En el periodo de supergigante, la estrella ha pasado por varias fases de equilibrio-desequilibrio, en las que más de una vez la gravedad ha comprimido al núcleo y éste ha “respondido” a esa opresión elevando su temperatura y neutralizando a la fuerza de la gravedad, Durante todo este tiempo, la supergigante ha ido fabricando, con su hidrógeno, elementos tales como helio, carbono, oxígeno, neón, magnesio, silicio, etc. Pero llega un momento en el que esta estrella tan masiva se comprime tanto, debido a su propia gravedad, que su núcleo llega a alcanzar temperaturas de unos 5.000 millones de grados. A estas elevadísimas temperaturas comienza a formarse un nuevo elemento, el hierro, que será el que marque el fin de la supergigante (h). Cuando la estrella ha producido una cantidad suficiente de hierro en el gigantesco horno de su núcleo, se hace inestable y estalla (i). Se produce entonces una explosión de Supernova; gran parte de la estrella salta hecha pedazos hacia el exterior y su materia es lanzada inicialmente a velocidades próximas a los 10.000 km/s. La mente humana tiene dificultades para imaginar el gran cataclismo que supone una explosión de estas dimensiones. Durante los días que siguen a la explosión, la estrella desprende tanta energía como la que había emitido durante los miles de millones de años que había pasado en su etapa de secuencia principal. Como ejemplo del fenómeno supernova tenemos la gran Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro. Desde 1054, año en el que se detectó la supernova del Cangrejo se han visto explotar dos supernovas más en nuestra galaxia: una la observó Tycho Brahe en 1572 y la otra Johann Kepler en 1604. En los últimos

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años, los astrónomos también han observado, con ayuda de potentes telescopios, otras supernovas en galaxias distantes y en la vecina Nube de Magallanes. En esta última, los astrónomos vieron explotar una supernova en febrero de 1987. Hoy en día se cree que gran parte del gas interestelar existente en la Vía Láctea proviene de los restos de las viejas supernovas. En una supernova es posible que la estrella no desaparezca totalmente y que su núcleo central sobreviva a la explosión. Los cálculos indican que toda estrella que al abandonar su fase de secuencia principal disponga de una masa superior a las diez masas solares, después de una explosión de supernova le quedará un núcleo con más de 1,4 masas solares. Si esto ocurre, su corazón se seguirá encogiendo por efecto de su propia fuerza de la gravedad, hasta llegar a un punto en el que su núcleo se encuentra repleto de neutrones. Estos se apiñan tan estrechamente que se opondrán a la gravedad y acabarán por detener su contracción. Cuando esto sucede, la densidad de la estrella es tal que una cucharadita de su puré de neutrones pesaría mil millones de toneladas. Un peso 100.000 veces superior que el de una cucharadita de materia de una enana blanca. A este tipo de estrellas tan densas se las denomina estrellas de neutrones. En estas estrellas, los electrones y los protones de los átomos de su materia han sido estrujados por la enorme fuerza de la gravedad hasta el punto de que se han unido, formando neutrones. Una estrella de neutrones viene a te ner un diámetro de unos 20 km pero posee una masa como la de dos o tres soles. Al ser tan ínfima y, a la vez, tan densa, la estrella puede girar alrededor de su eje a enormes velocidades y producir campos magnéticos intensísimos cerca de la superficie. Estas potentísimas estrellas imanes giran alocadamente alrededor de su eje, en el “vacío espacio” y nos envían pulsos de radiación de una manera regular. Por ello, a este tipo de estrellas se las denomina púlsares (j). El púlsar se comporta como un potente faro cósmico y por cada vuelta que realiza se recoge en la Tierra una pulsación en el instante en el que el haz de radiación del púlsar “peina” la línea de visión del radiotelescopio. En estas estrellas, el eje de rotación y el eje magnético no están alineados, Por ello se produce el efecto faro (k). En el corazón de la Nebulosa del Cangrejo los astrónomos, ayudados por radiotelescopios, han podido detectar un púlsar. Este púlsar emite destellos a razón de 30 pulsaciones por segundo y desde las afueras de la nebulosa, el objeto que actúa como un faro es tan pequeño que no es posible verlo ni con los mayores telescopios de los que se disponen en la actualidad. Además de este púlsar se han localizado otros como el de la Vela, el Her X-1, etc, hasta un total de unos cientos. Cada púlsar emite radiaciones con una determinada frecuencia. Mientras que el más lento da una vuelta cada cuatro segundos, el más rápido de los descubiertos hasta la fecha efectúa 600 vueltas por segundo. Este último púlsar tiene un retraso tan microscópico que actúa como un reloj de tal precisión que sería la envidia de los mejores relojeros de la Tierra. La vida de un púlsar no pasa de algunos millones de años. Con el tiempo, van girando a velocidades menores y van emitiendo menos radiación en cada uno de sus pulsos, hasta llegar un momento en el que deja de latir. En este instante habrá muerto y tendrá todo un futuro por delante para continuar siendo una diminuta y olvidada estrella de neutrones. Tanto las enanas blancas como las estrellas de neutrones logran ganarle la batalla a la gravedad y detienen su propio colapso. Pero si a una estrella que explota en supernova le queda un núcleo con una masa superior a tres veces la masa del Sol, entonces la estrella no acaba sus días como una enana blanca ni como una estrella de neutrones. El núcleo de una estrella seguirá encogiéndose por efecto de la gravedad hasta que en su centro, la densidad se hace inconmensurable. Es el dominio absoluto y total de la gravitación sobre el destino del astro. Cuando esto ocurre, la densidad (y, por tanto, la gravedad) en esa región del espacio es tan grandiosa que ya nada puede escapar de ella. Incluso su propia luz queda atrapada allí sin poder salir al espacio exterior. La estrella habrá sellado su destino como agujero negro (l). Los agujeros negros jamás pueden verse; lo máximo que los astrónomos pueden hacer es detectarlos gracias a sus poderosos efectos gravitacionales sobre las estrellas vecinas. Advierten su presencia porque el agujero negro, con su potente fuerza gravitatoria, arranca materia a una estrella próxima y ésta, al caer arremolinada hacia el interior del agujero negro, es estrujada y calentada a tan enorme temperatura que lanza un grito de socorro en forma de rayos X antes de ser completamente engullida por éste. Hoy en día, los objetos celestes que más probabilidades tienen de ser agujeros negros son: Cynus X-1, en la constelación de Cisne y V861 Scorpii, en la constelación de Escorpio. Procedentes de estos dos objetos, los astrónomos han detectado, a través de los radiotelescopios, poderosas fuentes de rayos X, lo cual hace tener serias y fundadas sospechas.

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