Muerte de una estrella
Una estrella puede tardar millones de años en morir. La duración de la vida de una estrella depende de su masa. Las estrellas masivas se forman rápidamente, sólo en unos miles de años, y viven poco tiempo. En cambio, el Sol tardó en formarse decenas de miles de años.
Una estrella de 8 masas solares brillará durante 40 millones de años y terminará su vida de forma muy repentina. Cuando a estas se les acaba el combustible, dejan de haber reacciones nucleares en su interior. Para entonces su interior será carbono, una envoltura de helio y una capa exterior de hidrógeno. Mientras esto sucede, la estrella se habrá dilatado hasta unas 200 veces su tamaño y se habrá convertido en una gigante roja. Comenzará entonces a comprimir su tamaño hasta que los átomos de su núcleo no puedan estar más juntos y comience a suceder lo que se llama “presión de degeneración de los electrones”, la cual frena la compresión de la estrella, que se ha convertido en una enana blanca de tamaño unas cien a mil veces más pequeña que nuestro Sol. Con el pasar de los años, varios billones, esta enana blanca se irá enfriando y volviéndose invisible, ya que no tiene luz propia. Son estrellas de una grandísima densidad. Por poner un ejemplo, una cucharadita de café de materia cogida de una enana blanca, podría pesar unas 100 toneladas.
Remanente de supernova M1 en imagen de falso color en la que se combinan datos de los Observatorios Chandra, Hubble y Spitzer.
Por el contrario, si la masa de la estrella es de entre 10 a 40 masas solares, se llaman estrellas masivas. Las estrellas masivas tienen muchos más átomos de hidrógeno en su interior por lo que las reacciones nucleares se dan con muchísima mayor frecuencia que en las estrellas de menor masa. Esto trae como consecuencia un consumo de su combustible mucho más rápido y un menor tiempo de vida que las estrellas poco masivas.
Así, una estrella masiva puede vivir unos 9 millones de años. Esto es mil veces menos que el Sol. Nuestro Sol nació hace 4500 millones de años y desde entonces brilla de forma estable. En su interior se producen fusiones de átomos de hidrógeno que se convierten en helio. Su luminosidad aumentará durante los próximos 1000 ó 2000 millones de años, conforme se vaya acumulando helio en su núcleo.
Cuando estas estrellas masivas dejan de tener reacciones nucleares en su núcleo, la estrella se colapsará en varios milisegundos. Al tener tanta masa, la fuerza de atracción gravitacional es tan grande que los protones y electrones del núcleo se están fusionando y produciendo neutrones, que ya no pueden estar más apretados. La presión de degeneración de neutrones es tal que es imposible frenar el colapso. La estrella se habrá convertido en una estrella de neutrones de tamaño aproximado a unos 20 kilómetros de diámetro. La capa exterior explotará con mucha energía convertida en una supernova. Se habrá convertido en una estrella rodeada por una nube de gas de temperatura muy elevada que se va extendiendo por el espacio. Finalmente toda esa materia acabará dando origen a la creación de otras estrellas y planetas. Todos los elementos químicos que existen en el Sistema Solar con masas atómicas superiores a la del hierro (55,847u), como son oro, plata, platino, mercurio, plomo, etc., se produjeron con la muerte de estrellas más masivas que el Sol.
Este remanente de supernova se encuentra en la constelación del Cisne. Explotó entre 5000 y 8000 años atrás y fue descubierta por William Herschel.
La supernova brillará durante algunas semanas e incluso meses con mucha intensidad, pudiendo ser visible incluso de día, como M1, la nebulosa del cangrejo, que son los gases de la explosión que tuvo lugar en el año 1054. Hay constancia de que fue vista por astrónomos chinos y árabes incluso a la luz del día, durante 23 días y visible durante 653 noches.
Hay un tercer caso: las estrellas con masa superior a 40 masas solares. Estas estrellas tienen un comportamiento igual que las estrellas de neutrones, pero al final llegan a tener una atracción gravitacional aún mayor y la presión de degeneración de los neutrones es incapaz de frenar el colapso hasta el punto que se alcanza una densidad tan elevada que termina por convertirse en un agujero negro.
Nebulosa del águila M16, descubierta en 1745 por el astrónomo suizo Jean-Philippe Loys de Chéseaux. Se encuentra a 7000 a.l. en la constelación de Serpens
Los agujeros negros tienen tanta densidad que no dejan escapar la luz. Si el agujero negro tuviese la masa del Sol tendría un tamaño de 6 kilómetros y una densidad equivalente a 1019 kg/m3.
El exterior del Sol se expandirá y aumentará la temperatura de su interior, mientras que su superficie se enfriará y se volverá más roja. En unos 6500 millones de años, el Sol se habrá convertido en una gigante roja. Debido a la concentración de helio en su núcleo, explotará. Esto hará que se contraiga y rebote hacia el exterior lanzando las capas externas y formando una nebulosa planetaria. En el centro quedará una enana blanca con núcleo muy caliente y de un tamaño inferior al de la Tierra. Los gases se dispersarán por el espacio donde, millones de años más tarde, se reciclarán y formarán otra generación de estrellas.
