Del polvo cósmico a una explosión supernova: la vida y muerte de una estrella
Las estrellas se forman a partir de gas y polvo, viven mediante la fusión nuclear y mueren en explosiones estelares. Su destino final depende del equilibrio entre gravedad y energía.
El proceso de formación de una estrella comienza en una nebulosa, una nube de gas y polvo interestelar. La gravedad concentra la materia en regiones cada vez más densas, generando núcleos donde el colapso gravitacional provoca un aumento sostenido de presión y temperatura.
Cuando la temperatura central supera los 15 millones de grados, el colapso da paso a una protoestrella activa. En su interior, los núcleos de hidrógeno comienzan a fusionarse para formar helio, liberando grandes cantidades de energía en forma de radiación y calor.
Este proceso, llamado fusión nuclear, establece el equilibrio entre la gravedad que intenta comprimir la estrella y la presión generada por la energía liberada hacia afuera. A partir de este momento, la estrella entra en la secuencia principal, fase de estabilidad energética y térmica.
Durante la secuencia principal, la estrella mantiene un equilibrio hidrostático estable que puede prolongarse millones o miles de millones de años. El Sol se encuentra actualmente en esta fase, en la cual la fusión del hidrógeno en helio ocurre de manera continua en su núcleo.
La duración de esta etapa y la evolución posterior dependen directamente de la masa estelar inicial. Las estrellas de gran masa consumen su combustible a un ritmo mucho mayor, lo que acorta significativamente su vida en comparación con las estrellas de masa baja o media.
Expansión y transformación
Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, la fusión nuclear se detiene parcialmente. Sin esta presión hacia afuera, el núcleo se contrae bajo la gravedad, aumentando su temperatura mientras las capas externas se expanden y se enfrían, transformando a la estrella en una gigante roja.
En esta nueva fase, el núcleo alcanza temperaturas suficientes para que el helio comience a fusionarse en carbono. Este proceso restablece temporalmente el equilibrio y proporciona energía adicional, pero se mantiene solo por un periodo breve en comparación con la etapa anterior.
En las estrellas masivas, la fusión continúa con elementos más pesados como oxígeno, neón y silicio, en reacciones sucesivas cada vez más rápidas. Este proceso genera un núcleo con estructura en capas, donde cada una contiene un elemento diferente en fusión o agotamiento.
Las estrellas más grandes, de más de diez masas solares, llegan a convertirse en supergigantes rojas. En su interior se desarrollan fusiones nucleares simultáneas en distintas capas, mientras el núcleo se vuelve progresivamente más inestable por la acumulación de elementos pesados.
El límite del hierro y el colapso gravitacional
La fusión estelar produce elementos cada vez más pesados hasta llegar al hierro, que representa el punto límite del proceso. Fusionar hierro no libera energía, sino que la consume, lo cual impide sostener la presión que contrarresta la fuerza de la gravedad.
Al cesar la generación de energía, el núcleo pierde su equilibrio y colapsa rápidamente. En menos de un segundo, la materia se compacta de forma extrema, aumentando la densidad y alcanzando temperaturas superiores a los 100 mil millones de grados.
El colapso abrupto provoca un rebote del núcleo, generando una potente onda de choque que atraviesa las capas externas. Este fenómeno libera una cantidad de energía comparable a la radiación total emitida por una galaxia entera durante un breve instante.
El resultado observable es una supernova, una explosión estelar de gran luminosidad que marca el final de la vida de las estrellas masivas. Este evento dispersa al medio interestelar los elementos formados durante todas las etapas anteriores de fusión nuclear.
Los remanentes
Tras la explosión, la mayor parte de la masa de la estrella se expulsa al espacio, el material eyectado forma una nube en expansión conocida como remanente de supernova, compuesta por gases ionizados y nuevos elementos pesados.
Si el núcleo remanente tiene entre 1.4 y 3 masas solares, la gravedad comprime los protones y electrones para formar neutrones, originando una estrella de neutrones. Estos objetos poseen una densidad extremadamente alta y, en algunos casos, emiten radiación periódica como púlsares.
Cuando la masa del núcleo excede aproximadamente tres veces la del Sol, la gravedad continúa su colapso sin límite aparente, formando un agujero negro. En este estado, la densidad es tan grande que ni la luz puede escapar de su campo gravitacional.
Estos remanentes, junto con el material dispersado al espacio, enriquecen el medio interestelar. Con el tiempo, estos elementos formarán nuevas nebulosas, estrellas y planetas, cerrando el ciclo de evolución estelar que mantiene activo el proceso de renovación cósmica.