Sus tres muertes

Durante su vida adulta, las estrellas producen luz y calor mediante procesos de fusión termonuclear que ocurren en su interior. Es tan grande la masa de una estrella y tan eficiente el proceso, que la producción de energía puede ser mantenida por muchísimo tiempo.

En el caso del Sol, quedan todavía alrededor de 4 500 millones de años antes de que el marcador llegue a cero. Pero en otras partes del Universo se pueden observar estrellas que se formaron antes que el Sol y que se encuentran sufriendo ya las convulsiones de la muerte estelar.

Las reacciones nucleares luchan contra la fuerza gravitacional de la estrella y evitan que colapse generando un punto de equilibrio durante la mayor parte de su vida, o mientras se encuentra en la secuencia principal. Se sabe que el final se acerca cuando en su interior dejan de ocurrir esas reacciones nucleares. Si una estrella ha nacido con una masa equivalente a 10 veces la masa del Sol las reacciones nucleares llegarán a su fin cuando su núcleo esté compuesto por carbono, rodeado por una capa de helio y un envolvente de hidrógeno.

Cuando llega este momento la estrella se habrá expandido hasta 200 veces más que su tamaño inicial, en una fase denominada gigante roja, y después, como ya no habrá presión generada por las reacciones nucleares la estrella comenzará a reducir su tamaño.

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Este proceso se detendrá cuando los electrones de los átomos del núcleo de la estrella ya no puedan estar más apretados y ejerzan lo que se conoce como “presión de degeneración de los electrones”. Una vez que esta presión ha logrado frenar el colapso la estrella original pasa a ser una enana blanca, entre cien y mil veces más pequeña que el Sol.

En el caso particular del Sol, en cuanto se terminen las reacciones nucleares en su interior, tardará 4 mil millones de años en convertirse en una enana blanca. El 97% de las estrellas mueren como enanas blancas. Desde la Tierra resulta sumamente complicado observar este tipo de muertes estelares.

Una muerte más "interesante" tienen las estrellas que nacen en un rango de entre 10 y 40 masas solares. Al tener una mayor cantidad de átomos de hidrógeno en su núcleo (comparado con las estrellas poco masivas), estas estrellas llevan a cabo no solo más reacciones nucleares sino que lo hacen con mayor frecuencia. Es decir, aunque hay mayor cantidad de material en su núcleo lo consumen de manera más acelerada, de ahí que vivan menos tiempo. Una estrella que nace con 10 masas solares, vive aproximadamente 9 millones de años, esto es, mil veces menos que el Sol.

Independientemente del núcleo con el que acaben, ya sea de neón, oxígeno, silicio, hierro o níquel, en cuanto las reacciones nucleares llegan a su fin la estrella comienza a colapsar. Este colapso ocurre en cuestión de milisegundos. Sin embargo, dada la gran cantidad de masa, ahora la fuerza de atracción gravitacional de la estrella es tan grande que ni la presión de degeneración de los electrones es capaz de frenar el colapso.

Los electrones y los protones del núcleo se fusionan entre sí produciendo neutrones y ahora son los neutrones los que ya no pueden estar más apretados y ejercen lo que se conoce como “presión de degeneración de los neutrones”, esto gracias a la fuerza gravitacional de la estrella. La “presión de degeneración de los neutrones” frena el colapso y origina un cuerpo celeste llamado “estrella de neutrones” cuyo tamaño es aproximadamente 20 kilómetros de diámetro, apenas el tamaño de una gran ciudad. Mientras, la materia envolvente de la estrella rebota con el núcleo (como un corredor que va directamente contra una pared) y sale expulsada como una onda de choque con mucha energía y a gran velocidad. Esto se conoce como una explosión de supernova.

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En último lugar, las estrellas con masas superiores a 40 masas solares pasan por las mismas fases que las estrellas de neutrones pero al final la atracción gravitacional es aún mayor y la presión de degeneración de los neutrones no es capaz de frenar el colapso. De hecho, nada frena el colapso y el núcleo de estas estrellas hipermasivas alcanza una densidad tan elevada que acaba por convertirse en un hoyo negro.