Todas estas estrellas, cuando acaban sus vidas en la secuencia principal, en la que brillan quemando hidr\u00f3geno en helio mediante el proceso de fusi\u00f3n nuclear de las estrellas, dependiendo de sus masas, se convierten en enanas blancas (como un d\u00eda lo har\u00e1 nuestro Sol) y formar\u00e1 una Nebulosa planetaria a su alrededor, y, si la estrella es de 1,5 o 2 masas solares, estallar\u00e1 en nova<\/a> formando una estrella de neutrones<\/a> o p\u00falsar<\/a> giratorio que brillar\u00e1 como un faro del cielo, y, por \u00faltimo, si la estrella es supermasiva, la enorme fuerza de gravedad despu\u00e9s de estallar como supernova y formar un inmensa Nebulosa, la convertir\u00e1 en un agujero negro<\/a> de donde ni la luz podr\u00e1 escapar tanto ser\u00e1 la fuerza de gravedad que genere.<\/p>\n El proceso de fusi\u00f3n dentro de una estrella es es digno de ser conocido.<\/p>\n Cuando un n\u00famero determinado de protones<\/a> y neutrones<\/a> se juntan para formar un n\u00facleo at\u00f3mico, la combinaci\u00f3n resultante es m\u00e1s estable y contiene menos masa que esos mismos protones<\/a> y neutrones<\/a> por separado. Al formarse la combinaci\u00f3n, el exceso de masa se convierte en energ\u00eda y se dispersa por radiaci\u00f3n.<\/p>\n Mil toneladas de Hidr\u00f3geno, cuyos n\u00facleos est\u00e1n constituidos por un s\u00f3lo prot\u00f3n<\/a>, se convierten en 993 toneladas de helio, cuyos n\u00facleos constan de dos protones<\/a> y dos neutrones<\/a>. Las siete toneladas restantes de masa se emiten en forma de energ\u00eda.<\/p>\n Las estrellas como nuestro Sol radian energ\u00eda formada de esta manera. El Sol convierte 654.600.000 toneladas de hidr\u00f3geno 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 hidr\u00f3geno para mantenerse todav\u00eda activo durante miles de millones de a\u00f1os.<\/p>\n Ahora bien, llegar\u00e1 el d\u00eda en que las reservas de hidr\u00f3geno del Sol lleguen a agotarse. \u00bfSignifica eso que el proceso de fusi\u00f3n se parar\u00e1 y que el Sol se enfriar\u00e1?<\/p>\n No del todo. \u00a0Los n\u00facleos de helio no representan el enpaquetamiento m\u00e1s econ\u00f3mico de los protones<\/a> y neutrones<\/a>. Los n\u00facleos de helio se pueden fusionar con n\u00facleos a\u00fan m\u00e1s complicados, tam complicados como los del hierro.\u00a0 De este modo seguir\u00e1 emitiendo energ\u00eda.<\/p>\n Pero tampoco mucho m\u00e1s. Las 1.000 toneladas de hidr\u00f3geno que, seg\u00fan dec\u00eda, se fusionan en 993 toneladas de helio se pueden fusionar luego en 991,5 toneladas de hierro. Al pasar del hidr\u00f3geno al helio se convierten en energ\u00eda hasta siete toneladas de masa, pero s\u00f3lo una al pasar de hidr\u00f3geno a hierro.<\/p>\n Y al llegar al hierro entramos en una v\u00eda muerta. Los protones<\/a> y neutrones<\/a> del n\u00facleo de hierro est\u00e1n empaquetados con una estabilidad m\u00e1xima. Cualquier cambio que se produzca en el hierro, ya sea en direcci\u00f3n de \u00e1tomos m\u00e1s simples. o de \u00e1tomos m\u00e1s complejos, no emite energ\u00eda sino que la absorbe.<\/p>\n Podemos ecir tanto que cuando la estrella alcanza la fase del helio ha emitido ya unas cuatro quintas partes de toda la energ\u00eda de fusi\u00f3n disponible; al pasar al hierro emite la quinta parte restante y all\u00ed se acaba la historia.<\/p>\n Pero \u00bfqu\u00e9 sucede despu\u00e9s?<\/p>\n Al pasar la etapa posterio al helio, el n\u00facleo de la estrella se torna mucho m\u00e1s caliente. Seg\u00fan la teor\u00eda al llegar a la etapa del hierro\u00a0 se vuelve lo bastante caliente como para iniciar reacciones nucleares que producen cantidades enormesw de neutrinos<\/a>. El material estelar no obasorbe los neutrinos<\/a>: tan pronto como se forman salen disparados a la velocidad de la luz, llev\u00e1ndose energ\u00eda consigo. El n\u00facleo de la estrella pierde energ\u00eda, se enfr\u00eda 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<\/a>, estrella de neutrones<\/a> o agujero negro<\/a>.<\/p>\n En el curso de este colapso, las capas exteriores, que a\u00fan poseen \u00e1tomos menos complicados que los del hierro, se fusionan todos a un tiempo , explotando en una “nova”. La energ\u00eda resultante forman \u00e1tomos m\u00e1s complicados que los del hierro. incluso de uranio y m\u00e1s complicados a\u00fan.<\/p>\n Los restos de tales novas<\/a>, que contienen elementos pesados, se mezclan con el gas interestelar. Las estrellas formadas a partir de ese nuevo gas, llamadas “estrellas de segunda generaci\u00f3n”, contienen peque\u00f1as cantidades de \u00e1tomos pesados que jam\u00e1s podr\u00edan haber conseguido a trav\u00e9s del proceso de fusi\u00f3n ordinario. Nuestro Sol es una estrella de segunda generaci\u00f3n. Y por eso hay oro y uranio en el planeta Tierra.<\/p>\n La energ\u00eda que emiten las estrellas est\u00e1 dispuesta en maneras diferentes: en forma de fotones<\/a> de radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica carentes de masa, desde los rayos gamma<\/a> m\u00e1s energ\u00e9ticos a las ondas radioel\u00e9ctricas menos energ\u00e9ticas (incluso la materia fr\u00eda emite fotones<\/a>) La luz visible es parte de esa clase de radiaci\u00f3n, incluso en forma de otras part\u00edclas sin masa como son los los neutrinos<\/a> y los gravitones<\/a>, y, tambi\u00e9n, en forma de part\u00edculas cargadas de alta energ\u00eda, principalmente protones<\/a> a los que llamamos rayos c\u00f3smicos pero, de eso, por ser otra historia, habrar\u00e9, de manera extensa otro d\u00eda.<\/p>\n emilio silvera<\/em><\/p>\n
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