Polvo de Estrellas

Hoy en día, la modelo cosmológico aceptado para explicar el origen del universo es el Big Bang: el universo se encontraba originalmente en un estado extremadamente denso y caliente, que comenzó un proceso de expansión muy rápido. Dicho de otra manera, toda la materia del universo estaba concentrada en un solo punto y explotó.
Esta explosión marcó el origen del tiempo y de las leyes de la física que conocemos. Así mismo, comenzó la creación de átomos, al colisionar los primeros protones, electrones y neutrones entre sí.
El átomo más sencillo que conocemos es el de Hidrógeno, formado por un protón y un electrón. El siguiente átomo en sencillez es el de Helio, formado por dos protones, algunos neutrones y dos electrones.
Estos dos elementos suponen el 99% de la materia existente en nuestro universo.
Cuando una masa suficientemente grande de gas se encuentra en el espacio, la gravedad hace que se vaya compactando. Este movimiento de contracción produce un calentamiento de la masa de gas hasta que la temperatura aumenta tanto que se inicia el proceso de fusión nuclear de los átomos de hidrógeno, y se combinan para formar helio.
Esta reacción nuclear genera una presión sobre la nube de gas que equilibra la fuerza de la gravedad que intenta colapsar la estrella hacia el interior, y de esta forma, la estrella nace y alcanza su fase estable, llamada secuencia principal.
Esta secuencia principal puede durar miles de millones de años, mientras el Hidrógeno se fusiona en Helio en el núcleo de la estrella, como en el caso de nuestro Sol, que lleva 5000 millones de años y le quedan otros tantos en este estado.
Cuanto mayor es la estrella, más energía necesita para mantener la estabilidad entre gravedad y, por tanto, quema su combustible mucho más rápidamente, de forma que la secuencia principal es mucho más corta.

Ahora bien, que ocurre cuando una estrella agota el hidrógeno? Al disminuir la presión ejercida por la energía nuclear, la gravedad se impone y la estrella se contrae. Esta contracción provoca un aumento de la temperatura y cuando ésta es suficientemente elevada, comienza la fusión del Hidrógeno y el Helio en otros elementos más pesados, como Litio y Carbono, mientras se sigue produciendo la fusión de Hidrógeno en Helio.
La gravedad empuja los elementos más pesados hacia el centro de la estrella, quedando el Hidrógeno restante en la capa más externa.
De esta forma, la capa exterior se calienta muy rápidamente y se expande, convirtiendo la estrella en una gigante roja.

El Sol como una gigante roja

Estas reacciones generan menos energía, por lo que estas secuencias son mucho más cortas que la principal.

Si la masa inicial de la estrella no es lo suficientemente grande, una vez ha consumido el Hidrógeno restante en la capa exterior, se vuelve a contraer, consumiendo lentamente el Helio restante para producir Carbono, convirtiéndose en una enana blanca; una pequeña estrella densa y relativamente fría. Básicamente la estrella se acaba convirtiendo en un diamante gigante.
En algunos casos, estas estrellas explotan en los momentos finales de su vida (novas), liberando parte de la masa y favoreciendo el equilibrio de la estrella con una menor generación de energía en su interior. Estas explosiones explican el origen de los elementos más pesados que el Helio, como Litio, Carbono y Oxígeno.

Si la masa inicial de la estrella era lo suficientemente grande, se siguen produciendo capas de reacciones nucleares a medida que se van consumiendo los elementos más pesados que se van generando: Helio, Carbono, Neón, Oxigeno y Silicio.

Capas en una estrella en función del combustible nuclear consumido

La siguiente reacción que tiene lugar es la formación de Hierro, pero esta reacción ya no es exotérmica, sino endotérmica, es decir, esta reacción no genera energía, sino que la necesita para poder producirse.
En este momento se detienen las reacciones nucleares y la estrella vuelve a contraerse nuevamente. Como ya no se están llevando a cabo reacciones nucleares, lo único que puede detener la contracción gravitacional de la estrella es la presión generada por los electrones del núcleo de la estrella (conocida como presión de degeneración, y que tiene origen en un efecto de la mecánica cuántica conocido como Principio de Exclusión de Pauli).
Si la masa de la estrella es mayor que 1.44 veces la masa de nuestro Sol (conocida como masa límite de Chandrasekar, por el astrofísico hindú que la descubrió en 1930), la presión de los electrones no es suficiente para mantener el equilibrio de la estrella y se sigue colapsando. Esto produce que la temperatura aumente muchísimo, y produce que el Hierro se desintegre en una reacción que hace que los electrones sean capturados por los protones para formar neutrones y neutrinos.

Debido a esta reacción, los electrones del núcleo de la estrella desaparecen, y también la presión que ejercían y que contrarrestaba a la contracción gravitacional. Lo que sucede entonces, es que el núcleo se colapsa súbitamente y es comprimido enormemente. En este momento, los neutrones comienzan a generar presión, y si en este momento la masa de la estrella es menor que 3 MS (Masa de nuestro Sol), la presión que generan es lo suficientemente alta como para detener el colapso.
El núcleo interno de la estrella ha formado ahora una estrella de neutrones, la cual se mantiene en equilibrio gracias a la presión de los neutrones.

Diagrama de la composición de una estrella de neutrones

La contracción que se produce con el agotamiento de los electrones libera una gran cantidad de energía gravitacional, por lo que las partes externas de la estrella son expulsadas en una gran explosión: supernova.

Procesos de formación de una supernova

La estrella aumenta repentinamente su brillo millones de veces, haciéndola más luminosa que la galaxia completa. Estas explosiones son visibles a grandes distancias, y producen remanentes de gas en expansión que son visibles decenas de miles de años después de la explosión.
Durante estas explosiones, se producen las reacciones que producen todos los elementos más pesados que el Hierro en nuestro universo.

La abundancia de estos elementos “pesados” en nuestro planeta es por un lado la clave del origen de la vida que conocemos, basada en el Carbono, y por otro, la prueba de que, efectivamente, somos Polvo de Estrellas.


Me gustaría dedicar este artículo a la memoria de Carl Sagan, para mí, el mejor divulgador científico de la historia, y que junto a Isaac Asimov, me provocaron la curiosidad por la física y la astronomía desde muy pequeñito.




Fuentes:
Wikipedia
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