El funcionamiento de las estrellas

La temperatura de las estrellas, en ultimo término, dependerá de la estrella de que se trate y de qué parte de ella estemos hablando. Más del 99 por 100 de las estrellas -como nuestro Sol- podemos saber que pertenecen a una clasificación llamada secuencia principal, y al hablar de la temperatura de la estrella queremos decir, por lo general, la temperatura de su superficie. Empecemos por aquí.

Toda estrella tiene una tendencia a “colapsar” (derrumbarse hacia el interior) bajo su propia atracción gravitatoria, pero a medida que lo hace, aumenta la temperatura en su interior. Y al calentarse el interior, la estrella tiende a expandirse. Al final se establece el equilibrio y la estrella alcanza un cierto tamaño fijo . Cuanto mayor es la masa de la estrella, mayor tiene que ser la temperatura interna para contrarrestrar esa tendencia al colapso; y mayor también, por consifuiente, la temperatura superficial.

El Sol que es una estrella de tamaño medio, tiene una temperatura superficial de 6.000 ºC. Las estrellas de masa inferior tienen temperaturas superficiales más bajas, algunas de sólo 2.500 ºC.

Las estrellas de masa superior tienen temperaturas más altas: 10.000 ºC, 20.000 ºC y más. Las estrellas de mayor masa, y por tanto más calientes y más brillantes, tienen una tenmperatura superficial constante de 50.000 ºC como mínimo y quizá más. Me atrevereía a decir que que la temperatura superficial constante más alta posible de una estrella de la secuencia principal es de 80.000 ºC.

¿Por qué no más? ¿Y si consideramos estrellas de masa cada vez mayor? Auqí hay que parar el carro. Si una estrella ordinaria tiene una masa tal que su temperatura superficial  supera los 80.000ºC, las altísimas temperaturas del interior porducirán una explosión y qiuedaría atrás una estrella más pequeña y más fría que antes. El límite para una estrella está en 120 masas solares y, a partir de ahí, parece que, su propia radiación la destruiría.

La superficie sin embargo, no es la parte  más caliente de una estrella . El calor de la superficie transmite hacia afuera, la delgada atmósfera ( o corona) que rodea a la estrella. La cantidad total de calor no es mucha, pero como los átomos son muy escasos en la corona (comparados con los que hay en la estrella misma), cada uno de ellos recibe una cuantiosa ración. Lo que mide la temperatura de la energía térmica por átomo, y por esa razón la corona solar tiene una temperatura de 1.000.000 ºC aproximadamente.

También el interior de una estrella es mucho más  caliente que la superficie . Y tiene que ser así porque de lo contrario no podría aguantar las capas exteriorers de la estrella contra la enorme atracción centrípeta de la gravedad. La temperatura del nucleo interior del Sol viene a ser de 15.000.000 ºC que es la te,peratura necesaria para que se produzca la fusión del Hidrógeno  en Helio.

Si la estrella es mayor que nuestro Sol, sus temeperaturas tanto del exterior como de su núcleo serán mucho más altas y también consumira combustible nuclear (transformará hidrógeno en Helio) con mucha mayor rapidez que nuestro Sol cuya vida ronda ya los 4.500 millones de años y aún le pueden quedar otros tantos años de vida, mientras que, una estrella supermasiva de 50-60 masas solares sólo tendrá una vida de unos pocos millones de años.

Algunos astronómos han calculado las temperasturas del núcleo de algunas de estas estrellas gigantes al final de sus días y antes de que exploten en supernovas y se conviertan en agujeros negros, en unos 6.000.000.000 ºC o más.

Todas estas estrellas, cuando acaban sus vidas en la secuencia principal, en la que brillan quemando hidrógeno en helio mediante el proceso de fusión nuclear de las estrellas, dependiendo de sus masas, se convierten en enanas blancas (como un día lo hará nuestro Sol) y formará una Nebulosa planetaria a su alrededor, y, si la estrella es de 1,5 o 2 masas solares, estallará en nova formando una estrella de neutrones o púlsar giratorio que brillará como un faro del cielo, y, por último, si la estrella es supermasiva, la enorme fuerza de gravedad después de estallar como supernova y formar un inmensa Nebulosa, la convertirá en un agujero negro de donde ni la luz podrá escapar tanto será la fuerza de gravedad que genere.

El proceso de fusión dentro de una estrella es es digno de ser conocido.

Cuando un número determinado de protones y neutrones se juntan para formar un núcleo atómico, la combinación resultante es más estable y contiene menos masa que esos mismos protones y neutrones por separado. Al formarse la combinación, el exceso de masa se convierte en energía y se dispersa por radiación.

Mil toneladas de Hidrógeno, cuyos núcleos están constituidos por un sólo protón, se convierten en 993 toneladas de helio, cuyos núcleos constan de dos protones y dos neutrones. Las siete toneladas restantes de masa se emiten en forma de energía.

Las estrellas como nuestro Sol radian energía formada de esta manera. El Sol convierte 654.600.000 toneladas de hidrógeno en algo menos de 650.000.000 de toneladas de helio por segundo. Pierde potr tanto 4.600.000 toneladas de masa cada segundo. Pero incluso a este ritmo tan tremendo, el Sol contiene suficiente hidrógeno para mantenerse todavía activo durante miles de millones de años.

Ahora bien, llegará el día en que las reservas de hidrógeno del Sol lleguen a agotarse. ¿Significa eso que el proceso de fusión se parará y que el Sol se enfriará?

No del todo.  Los núcleos de helio no representan el enpaquetamiento más económico de los protones y neutrones. Los núcleos de helio se pueden fusionar con núcleos aún más complicados, tam complicados como los del hierro.  De este modo seguirá emitiendo energía.

Pero tampoco mucho más. Las 1.000 toneladas de hidrógeno que, según decía, se fusionan en 993 toneladas de helio se pueden fusionar luego en 991,5 toneladas de hierro. Al pasar del hidrógeno al helio se convierten en energía hasta siete toneladas de masa, pero sólo una al pasar de hidrógeno a hierro.

Y al llegar al hierro entramos en una vía muerta. Los protones y neutrones del núcleo de hierro están empaquetados con una estabilidad máxima. Cualquier cambio que se produzca en el hierro, ya sea en dirección de átomos más simples. o de átomos más complejos, no emite energía sino que la absorbe.

Podemos ecir tanto que cuando la estrella alcanza la fase del helio ha emitido ya unas cuatro quintas partes de toda la energía de fusión disponible; al pasar al hierro emite la quinta parte restante y allí se acaba la historia.

Pero ¿qué sucede después?

Al pasar la etapa posterio al helio, el núcleo de la estrella se torna mucho más caliente. Según la teoría al llegar a la etapa del hierro  se vuelve lo bastante caliente como para iniciar reacciones nucleares que producen cantidades enormesw de neutrinos. El material estelar no obasorbe los neutrinos: tan pronto como se forman salen disparados a la velocidad de la luz, llevándose energía consigo. El núcleo de la estrella pierde energía, se enfría de forma bastante brusca y la estrella se convierte por colapso, dependiendo de su masa, en una de las reas estrellas que antes mencionaba: enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro.

En el curso de este colapso, las capas exteriores, que aún poseen átomos menos complicados que los del hierro, se fusionan todos a un tiempo , explotando en una “nova”. La energía resultante forman átomos más complicados que los del hierro. incluso de uranio y más complicados aún.

Los restos de tales novas, que contienen elementos pesados, se mezclan con el gas interestelar. Las estrellas formadas a partir de ese nuevo gas, llamadas “estrellas de segunda generación”, contienen pequeñas cantidades de átomos pesados que jamás podrían haber conseguido a través del proceso de fusión ordinario. Nuestro Sol es una estrella de segunda generación. Y por eso hay oro y uranio en el planeta Tierra.

La energía que emiten las estrellas está dispuesta en maneras diferentes: en forma de fotones de radiación electromagnética carentes de masa, desde los rayos gamma más energéticos a las ondas radioeléctricas menos energéticas (incluso la materia fría emite fotones) La luz visible es parte de esa clase de radiación, incluso en forma de otras partíclas sin masa como son los los neutrinos y los gravitones, y, también, en forma de partículas cargadas de alta energía, principalmente protones a los que llamamos rayos cósmicos pero, de eso, por ser otra historia, habraré, de manera extensa otro día.

emilio silvera

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