La vida de las estrellas

Cunas de gas y polvo

Las estrellas nacen en nubes moleculares frías de hidrógeno y polvo, como la Nebulosa de Orión, a unos 1.300 años luz. Cuando una región de la nube se vuelve lo bastante densa —a veces empujada por la onda de una supernova—, colapsa bajo su propia gravedad. El centro se calienta hasta que, a unos 10 millones de grados, se enciende la fusión del hidrógeno en helio. En ese momento nace una estrella: la presión del calor interno equilibra el peso de sus capas y la estrella se estabiliza durante la mayor parte de su vida, en lo que los astrónomos llaman la secuencia principal.

La masa lo decide todo

El destino de una estrella depende casi exclusivamente de su masa. Paradójicamente, las más masivas viven menos, porque queman su combustible a un ritmo frenético:

• Una enana roja, con una décima parte de la masa del Sol, puede brillar durante billones de años, más que la edad actual del universo.
• Una estrella como el Sol vive unos 10.000 millones de años en la secuencia principal.
• Una estrella de 20 masas solares agota su hidrógeno en apenas unos millones de años.

Entre 1910 y 1913 Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell ordenaron las estrellas por brillo y temperatura en el diagrama que lleva sus nombres, el mapa que revela estas etapas. En 1925 la astrónoma Cecilia Payne demostró en su tesis que las estrellas están hechas sobre todo de hidrógeno y helio, y en 1939 Hans Bethe explicó las reacciones nucleares que las encienden.

Muertes tranquilas

Cuando una estrella como el Sol agota el hidrógeno del núcleo, este se contrae y las capas externas se hinchan: se convierte en una gigante roja. Fusiona helio en carbono y oxígeno, y finalmente expulsa sus capas en una nebulosa planetaria, una burbuja de gas brillante. Queda un núcleo desnudo, una enana blanca del tamaño de la Tierra, tan densa que una cucharadita pesaría toneladas. En 1930 el joven indio Subrahmanyan Chandrasekhar calculó que una enana blanca no puede superar unas 1,4 masas solares.

Muertes violentas

Las estrellas de más de unas 8 masas solares fusionan elementos cada vez más pesados, en capas como una cebolla, hasta formar un núcleo de hierro. La fusión del hierro ya no libera energía: el núcleo colapsa en una fracción de segundo y la estrella estalla como supernova, que puede brillar más que toda una galaxia. El residuo es una estrella de neutrones —unos 20 km de diámetro con más masa que el Sol— o, si es aún más masivo, un agujero negro. Astrónomos chinos registraron en 1054 una "estrella invitada" visible de día: hoy vemos sus restos como la Nebulosa del Cangrejo. La supernova 1987A, en la Gran Nube de Magallanes, fue la más cercana observada en la era moderna y se detectaron incluso sus neutrinos.

Dato curioso: el calcio de tus huesos, el hierro de tu sangre y el oxígeno que respirás se fabricaron dentro de estrellas que murieron antes de que naciera el Sol. Como decía Carl Sagan, estamos hechos de materia estelar.

La forja del oro

Los elementos más pesados que el hierro se crean en las explosiones y, sobre todo, en las fusiones de estrellas de neutrones. El 17 de agosto de 2017 los detectores LIGO y Virgo captaron las ondas gravitacionales de una de esas fusiones, y telescopios de todo el mundo vieron el resplandor de una kilonova donde se formaron metales como el oro y el platino.