La mayoría de las estrellas brillan durante gran parte de sus vidas fusionando hidrógeno en núcleos de helio. Mientras lo hacen, adquieren un color y brillo característicos que depende de su masa. Una estrella como el Sol es amarilla y se sitúa en medio de la secuencia principal; en la mayoría de las estrellas hay una correlación entre brillo y tono. Las estrellas permanecen así durante millones de años, brillando e hinchándose sólo un poco cuando envejecen.
Finalmente, sin embargo, agotan su suministro central de hidrógeno. En contra de lo que dice la intuición, son las estrellas más grandes las que hacen eso en primer lugar: como albergan presiones y temperaturas mucho mayores en sus centros, arden tan intensamente que las reacciones nucleares que las sostienen avanzan rápidamente y consumen su hidrógeno en millones de años. Las estrellas de masa baja, por el contrario, se queman mucho más lentamente y les cuesta miles de millones de años agotar su energía.
Las últimas etapas Cuando la fusión titubea en el centro, el núcleo de la estrella rico en helio se contrae y la estrella se calienta mientras libera energía gravitatoria. Las capas que están justo encima del núcleo comienzan a experimentar una fusión de hidrógeno y dan al núcleo el helio generado. Finalmente el núcleo se vuelve tan denso y caliente —alcanzando hasta 100 millones de grados— que comienza a quemar su helio, provocando un «destello de helio» brillante cuando la fusión prende de nuevo. Los núcleos de helio se combinan para producir carbono-12 a través de un juego de reacciones, y también oxígeno-16 a través de otro; éste es el origen de mucho del carbono y oxígeno que nos rodea. Las estrellas como el Sol pueden continuar quemando helio alrededor de 100 millones de años.
La supernova de Tycho
A principios de noviembre de 1572 una nueva estrella apareció en la constelación de Casiopea en el hemisferio septentrional. Observada por el astrónomo danés de la corte Tycho Brahe y otros muchos, fue uno de los más importantes avistamientos de la historia de la astronomía porque mostró que el cielo cambiaba con el tiempo. También condujo a mejoras en la precisión con que podían ser medidas las posiciones de objetos astronómicos. La cáscara restante de la supernova no fue detectada hasta 1952, y su homólogo óptico en la década de los sesenta. En 2004 se descubrió una estrella compañera de la que estalló.
Cuando el helio se agota, puede ocurrir un cambio similar al anterior, y la estrella quema el siguiente elemento, el carbono, en su núcleo, y el helio y el hidrógeno son fusionados en cáscaras sucesivas superiores. Pero fusionar carbono requiere temperaturas y presiones aún mayores. Así, sólo las estrellas más grandes, las que exceden ocho masas solares, son capaces de entrar en esta fase, durante la cual se hacen muy luminosas y se hinchan. Las estrellas más grandes continúan quemando oxígeno, silicio, azufre, y finalmente alcanzan el hierro.
En las estrellas más ligeras, con menos de ocho masas solares, la secuencia titubea cuando el helio se quema totalmente. Mientras el núcleo se contrae se repiten episodios de combustión de helio e hidrógeno en las capas superiores, que descargan temporalmente combustible en el núcleo de la estrella. La estrella pasa por una serie de destellos luminosos mientras la fusión se prende y se apaga. Mientras el helio es arrojado al centro, las capas más exteriores se distienden y salen despedidas. Cuando el gas de su interior se expande, se enfría y no puede experimentar más procesos de fusión. Así, la estrella queda cubierta por un difuso cascarón de gas. Estas burbujas son conocidas como nebulosas planetarias, porque desde lejos, sus velos circulares se confundieron con planetas. Sin embargo, las nebulosas planetarias no duran mucho, se disipan en 20.000 años aproximadamente. En nuestra galaxia, se conocen unas 1.500.
Aplastamiento del núcleo Cuando las capas exteriores se desprenden, sólo queda el núcleo de la estrella. Reducido en su mayor parte a carbono y oxígeno, ya que todo lo demás ha quemado o ha salido volando, el núcleo caliente y denso se marchita rápidamente convirtiéndose en una enana blanca. En ausencia de presión de radiación exterior, el material interior colapsa y se convierte en una esfera muy compacta y densa equivalente a la masa del Sol, pero contenida en sólo 1,5 radios de la Tierra. Su densidad resultante es un millón de veces la del agua. Las enanas blancas evitan convertirse en agujeros negros porque sus átomos no pueden ser aplastados, por la presión cuántica del electrón. Siguen muy calientes con una temperatura de superficie de 10.000 K. Su calor no puede escapar rápido ya que tienen un área superficial pequeña, así que sobreviven durante miles de millones de años.
Las estrellas más grandes se pueden comprimir más. Si el resto excede un límite de 1,4 veces la masa del Sol (después de que se despoja de las capas exteriores), entonces la presión electrónica no basta para superar su gravedad y la estrella colapsa formando una estrella de neutrones. Este límite de 1,4 masas solares se llama el límite de Chandrasekhar por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995). Las estrellas de neutrones están confinadas en un radio de sólo 10 kilómetros más o menos, que equivaldría a apretujar toda la masa del Sol o de varios soles en una región de la extensión de Manhattan. Son tan densas que un bloque del tamaño de un terrón de azúcar pesaría más de cien millones de toneladas. En el supuesto de que la gravedad exceda incluso ese nivel, como ocurre en las estrellas más grandes, se acabará produciendo un agujero negro.
Supernovas Cuando mueren estrellas muy grandes —de diez veces el tamaño del Sol— pueden explotar como una supernova. Después de quemar hidrógeno y helio, las estrellas grandes pueden pasar por una serie de combustiones sucesivas, avanzando a través de elementos más pesados hasta finalmente producir hierro. El núcleo de hierro es especial porque es el más estable de la tabla periódica. Por eso cuando se alcanza ese nivel, la fusión no puede continuar liberando energía mediante construcción de elementos más pesados. Cuando esto se intenta, se absorbe la energía en lugar de emitirla, y el núcleo de la estrella implosiona, pasando por el estadio de enana blanca con electrones, antes de convertirse en una estrella de neutrones. No obstante, cuando las capas exteriores caen sobre esa dura cáscara rebotan provocando una vasta explosión de partículas (neutrinos) y luz.
«Aunque las nubes de polvo nos impiden verlas, es posible que las explosiones de supernovas sean fenómenos que se produzcan con frecuencia, concretamente, una vez cada diez años; las ráfagas de neutrinos podrían ser un medio para estudiarlas.»
John N. Bahcall, 1987
En cuestión de segundos una supernova produce mucha más energía que la que el Sol producirá en toda su existencia. La supernova es tan brillante que durante un breve periodo brilla más que el resto de las estrellas de la galaxia en la que se asienta, permaneciendo visible durante días o semanas antes de desaparecer de la vista.
Hay dos tipos principales de supernovas, de Tipo I y de Tipo II. Las estrellas grandes producen supernovas de Tipo II. Normalmente se pueden observar en los brazos de galaxias espirales a un promedio de una cada 35-50 años, y muestran una gran emisión de líneas de hidrógeno debido al despojamiento de las capas más exteriores de gas. La supernova Tipo I, sin embargo, no muestra emisión de líneas de hidrógeno y se puede ver tanto en galaxias elípticas como espirales. Se cree que se originan de diferente manera, en explosiones termonucleares en sistemas binarios producidas cuando una enana blanca sobrepasa el límite de 1,4 masas solares de Chandrasekhar, al adquirir material de su compañera.
Las supernovas de Tipo I tienen una importante subclase conocida como el Tipo Ia, cuyo brillo puede predecirse siguiendo su explosión. Observando la manera en que brillan y se apagan, su brillo intrínseco se puede inferir, lo que las convierte en útiles indicadores de distancia (véase la p. 58). Debido a que eclipsan el resto de la galaxia que las alberga, pueden ser rastreadas en todo el universo a desplazamientos al rojo altos. Las supernovas han permitido predecir la presencia de energía oscura.
Cuando los núcleos de hierro se destruyen en las muertes de estrellas gigantes, se producen muchos neutrones. Éstos pueden contribuir a producir elementos más pesados que el hierro, como el plomo, el oro y el uranio. Así, todos los elementos de la Tierra se originaron en supernovas. Al margen de los elementos hechos por el hombre, la tabla periódica se origina en procesos ocurridos en las estrellas.
Cronología:
1572: Supernova de Tycho
1604: Supernova de Kepler
1952: Se descubren restos de la supernova de Tycho
1987: Se ve una brillante supernova en las Nubes de Magallanes
1998-1999: Las supernovas son usadas como indicadores de distancia y revelan energía oscura
La idea en síntesis: una salida por la puerta grande