El Nacimiento y Vida de las Estrellas

Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por procesos de fusión termonuclear que convierte los núcleos de hidrógeno en helio y, si la estrella se calienta lo suficiente, convierte el helio en carbono y en otros elementos, que a su vez pueden entrar en fusión si la temperatura es elevadísima para producir los elementos químicos de mayor peso atómico hasta el hierro.

El nacimiento de las estrellas

Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio y condensación de inmensas nubes moleculares de gran densidad, tamaño y masa total. Normalmente, una misma nube produce varias estrellas formando cúmulos abiertos con decenas y hasta centenares de ellas. Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acreción o de acrecimiento de los cuales surgirán planetas si la metalicidad es lo suficientemente elevada. Metalicidad es el concepto que se utiliza para describir la abundancia relativa de elementos más pesados que el helio en una nube molecular gigante y luego en una estrella. Estos elementos pesados proceden de las explosiones de supernovas pasadas.

Sea como fuere, el gas prosigue su caída hacia el centro de la nube. Este centro o núcleo de la protoestrella se comprime más deprisa que el resto liberando mayor energía potencial gravitatoria. En una estrella naciente de masa solar, cuando la compresión alcanza diámetros de 5 veces el solar, la luminosidad llega a ser de 10-20 veces mayor que la luminosidad que tendrá la estrella encendida. Aproximadamente la mitad de esa energía se irradia y la otra mitad se invierte en el calentamiento de la protoestrella. De esta forma el núcleo aumenta su temperatura cada vez más hasta encender el hidrógeno, momento en el cual la presión generada por las reacciones nucleares asciende rápidamente hasta equilibrar la gravedad y frenar la compresión.

La masa de la nube determina también la masa de la estrella. No toda la masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte de ese gas es expulsado cuando el «nuevo sol» empieza a lucir. Cuanto más masiva sea esta nueva estrella más intenso será su viento estelar llegando al punto de detener el colapso del resto del gas. Existe, por ese motivo, un límite máximo en la masa de las estrellas que se pueden formar en torno a las 120 o 200 masas solares.^[3] La metalicidad reduce ese límite, algo incierto, debido a que los elementos son más opacos al paso de la radiación cuanto más pesados. Por lo tanto una mayor opacidad hace que el gas frene su colapso más rápidamente por acción de la radiación.

La continua lucha entre la gravedad, que tiende a contraer la joven estrella, y la presión producida por el calor generado en las reacciones termonucleares de su interior, es el principal factor que determina a partir de entonces la evolución de la estrella.

El diagrama de Hertzsprung-Russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) es como una tabla periódica, pero de las estrellas. El diagrama fue creado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

Con este diagrama podemos localizar un grupo de estrellas y ver dónde se clasifica según sus características. Así como encontrar pautas de evolución con el tiempo de los distintos grupos de estrellas.

Fig. Diagrama H-R (tomado de Diagrama de Hertzsprung-Russell)

El Diagrama H-R organiza las estrellas cruzando dos variables fundamentales:

El eje horizontal: La temperatura superficial (o el tipo espectral / color), que va de caliente (azul) a la izquierda, a frío (rojo) a la derecha.
El eje vertical: La luminosidad (brillo intrínseco o magnitud absoluta), que va de débil abajo a brillante arriba.

La temperatura de la superficie de la estrella controla el color de la luz que emite al espacio. Este color se clasifica a veces en los siguientes tipos especiales: M, K, G, F, A, B, O (figura siguiente):

Fig. Tipos espectrales y temperatura de superficie de las estrellas en el diagrama H-R (tomado de Diagrama de Hertzsprung-Russell)

La magnitud absoluta es la magnitud aparente que tendría una estrella vista desde fuera de la atmósfera y colocada a 10 parsecs de distancia de nosotros.

La vida de los tres tipos de estrellas

La evolución de una estrella está determinada casi exclusivamente por su masa inicial al nacer. La masa dicta cuánta gravedad tiene la estrella, lo que a su vez define la presión y temperatura de su núcleo, y por lo tanto, la velocidad a la que consume su combustible por fusión termonuclear.

A mayor masa, la estrella consume a mayor velocidad su combustible, se vuelve muy brillante, se calienta mucho y vive una vida más corta, muchas veces violenta y caótica. A menor masa, su vida es pausada, extremadamente larga y pacífica.

Utilizando el Diagrama H-R como mapa, podemos trazar el ciclo de vida (las «trayectorias evolutivas») de los tres tipos principales de estrellas.

1. El punto de partida común: La Secuencia Principal

Cuando las estrellas nacen y encienden el hidrógeno en su núcleo, «aterrizan» en una banda diagonal que cruza el diagrama de abajo a la derecha hasta arriba a la izquierda. Esta banda es la Secuencia Principal. El lugar donde cae una estrella en esta diagonal depende estrictamente de su masa:

Masa menor al Sol (Enanas Rojas): Se ubican en la esquina inferior derecha. Son frías (rojas) y muy tenues.
Masa similar al Sol: Se ubican justo en el centro de la diagonal. Tienen una temperatura y brillo moderados (amarillas/blancas).
Masa mayor al Sol: Se posicionan en la esquina superior izquierda. Son extremadamente calientes (azules) y miles de veces más luminosas que el Sol.

Una vez iniciadas las reacciones nucleares, la estructura de la estrella consta esencialmente de un núcleo donde tiene lugar la fusión de núcleos de hidrógeno para producir helio, y una envoltura que transmite la energía generada hacia la superficie. La fusión del hidrógeno requiere de una temperatura y presión suficientes para comenzar y mantenerse, de ahí que siempre se produzca en el centro de la estrella, en la capa justo encima del helio que ha caído al centro como producto de las reacciones nucleares previas. Si la tasa de fusión es muy alta y encima de esa capa el hidrógeno es bastante opaco a la radiación (temperatura baja y/o metalicidad alta) se forma un gradiente de temperatura muy grande sobre la capa en fusión, esta capa se sobrecalienta y se dilata, y empieza a flotar comenzando un movimiento de convección que transporta el calor hacia fuera más eficientemente que la radiación sola.

En las enanas rojas, la temperatura en el núcleo y en las capas intermedias es relativamente «fría» en términos astronómicos (el núcleo está a unos 6 millones de Kelvin, comparado con los 15 millones del Sol). A estas temperaturas más bajas, los electrones no logran separarse por completo de los núcleos atómicos. Se forman muchos iones de hidrógeno negativos (H⁻), los cuales son increíblemente eficientes absorbiendo fotones. Como el plasma es tan denso y contiene tantos electrones semiunidos, se vuelve muy opaco (espeso) a la luz. Los fotones se quedan atrapados en un «atasco de tráfico» cósmico y no pueden avanzar de forma radiativa. De ahí que las enanas rojas tengan una capa convectiva que va desde el núcleo de helio hasta la superficie.

En las estrellas como nuestro Sol (Masa intermedia) la capa en fusión está muy caliente y por tanto totalmente ionizada (estado de plasma puro, muy transparente), por lo que se forma una capa radiativa por encima del helio y una zona convectiva en la corteza exterior (donde el plasma se enfría, no está totalmente ionizado, se vuelve opaco y sufre convección).

En las estrellas Masivas (>1.5 masas solares) es justo al revés. El centro produce tanta energía que las capas sobre el núcleo experimentan un gradiente térmico salvaje y se vuelven convectivas desde el núcleo de helio. Las capas exteriores, al ser menos densas, se vuelven radiativas.

Fig. Capas convectiva (bucles) y radiativa (rayos) en estrellas según su masa

La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta fase las estrellas consumen su hidrógeno de manera gradual pudiendo permanecer estables por períodos de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más masivas y calientes (como Eta de Carina, con 110 masas solares), que queman el hidrógeno a toda velocidad, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de poca masa como las enanas rojas (0.08-0.65 masas solares). Las enanas rojas de menor masa (0.08 masas solares) se estima pueden llegar a vivir hasta 10 billones de años.

Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo que disminuye la presión de radiación saliente, y el núcleo se contrae por acción de la gravedad. Pero al contraerse aumenta la temperatura y aumenta la tasa de reacción nuclear, aumentando la radiación saliente hasta que la presión de radiación vuelve a igualar a la fuerza de gravedad, deteniendo el colapso gravitacional. Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente, nuevas capas de hidrógeno sin procesar. Por este motivo las estrellas aumentan su luminosidad durante la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.

En una estrella de secuencia principal distinguimos dos modos de quemar el hidrógeno del núcleo, las cadenas PP o cadenas protón-protón y el ciclo CNO o ciclo de Bethe.

Las cadenas protón-protón se llaman así porque son el conjunto de reacciones que parten de la fusión de un núcleo de hidrógeno con otro igual, o lo que es lo mismo, de un protón con otro protón. Las siglas del ciclo CNO hacen referencia a los elementos que intervienen en sus reacciones, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Este conjunto de reacciones usa el carbono-12 como catalizador nuclear para producir ¹⁵N, una pequeña parte del cual pasa a ¹⁶O tras chocar con un protón (véase el diagrama anterior). El ciclo CNO es mucho más sensible (dependiente) a la temperatura que las cadenas PP, por lo que a temperaturas elevadas (a partir de 2 × 10⁷K) pasa a ser la reacción dominante y la que aporta el grueso de la energía de la estrella; esto ocurre en estrellas más masivas que aproximadamente 1,5 masas solares. Debido a esa gran dependencia con la temperatura, los núcleos de las estrellas en las que predomina la cadena protón-protón son pequeños y radiativos, mientras que aquellos en los que domina el ciclo CNO son mayores y convectivos. Estas estrellas masivas consumen todo su hidrógeno mucho más rápidamente porque su temperatura y presión son altas, y todos los pasos del ciclo CNO se realizan en tiempos muy breves. Por ejemplo Vega de la Lira, con 2,1 $M_\odot$ (o 2,1 masas solares), fusiona el hidrógeno a un ritmo unas 40 veces más rápido que el Sol. [1] Mientras que el Sol vivirá unos 10.000 millones de años, la vida estimada de Vega en la secuencia principal es de solo 1.000 millones de años [1, 2]. Algo similar ocurre con Altair (1,8 $M_\odot$ ) y Sirio (2 $M_\odot$ ), y un caso extremo es Rigel que, con 20 $M_\odot$ saldrá de la secuencia principal tras unos 8 millones de años de vida, y tendrá un final muy turbulento que comentaremos en el siguiente artículo.

La figura siguiente muestra el tiempo estimado de permanencia en la secuencia principal de las estrellas en función de su masa.

Fig. Tiempo estimado de permanencia en la secuencia principal (en millones de años) en función de la masa de la estrella (en unidades de masas solares). Tomado de: J. S. Arabadjis & D. O. Richstone (1998), The Dynamical Evolution of Dense Rotating Systems: Paper II. Mergers and Stellar Evolution

2. Las trayectorias de envejecimiento y muerte en el Diagrama H-R

A. Las Enanas Rojas (Baja masa) ─ Confinadas en la esquina inferior

Estas estrellas apenas se mueven en el diagrama. No tienen la masa necesaria para transformarse en gigantes rojas.

Durante miles de millones de años, se quedan fijas en la esquina inferior derecha.
Cuando agotan su hidrógeno, se desplazan ligeramente hacia la izquierda (se vuelven un poco más azules y calientes al contraerse) y luego caen lentamente hacia abajo a medida que se enfrían, apagándose en el anonimato del diagrama.

B. Estrellas tipo Sol ─ El viaje a las Gigantes Rojas y Enanas Blancas

Nuestro Sol realiza un viaje en forma de bucle en el diagrama H-R, muy bien documentado por estrellas de masa parecida. Como muestra la figura anterior, se estima que permanecerá 10.000 millones de años quemando hidrógeno en la secuencia principal (esto es, unos 5.000 millones de años más).

Al nacer hace unos 4.600 millones de años, su temperatura superficial rondaba los 5.600 K. En el espacio emite todo el espectro de luz visible de forma uniforme, lo que da como resultado el color blanco. No obstante, tradicionalmente la clasificación astronómica lo denomina erróneamente «enana amarilla» debido al filtro de nuestra atmósfera. [1, 2, 3]

Durante toda esta etapa estable de fusión de hidrógeno, el Sol no cambia drásticamente de tipo espectral, pero se vuelve lentamente más brillante y ligeramente más caliente: Avanza de un tipo G3V / G2V (el actual) hacia un G0V, que son subdivisiones dentro del tipo espectral G. Y su color se mantiene blanco, aunque volviéndose imperceptiblemente más azulado en sus longitudes de onda máximas a medida que su temperatura superficial aumenta de forma leve (alcanzando un pico de casi 5.800 K). Su brillo (luminosidad) aumentará cerca de un 6% cada 1.000 millones de años. [1]

Cuando el hidrógeno de su núcleo se agote (aproximadamente a los 10.000-11.000 millones de años de edad total), el Sol abandonará la secuencia principal hacia la zona de las gigantes rojas.

3. Abandono de la Secuencia Principal

Al apagarse la fusión en el centro, el núcleo de helio pierde presión y se encoge rápidamente hacia el centro de gravedad. Al quedarse sin soporte abajo, la cáscara de hidrógeno inmediatamente se desploma y cae hacia adentro.

A medida que la cáscara de hidrógeno cae hacia el centro, la enorme cantidad de energía potencial gravitatoria de todo ese gas cayendo se convierte directamente en energía cinética y luego en energía térmica (calor).

Además, abajo el núcleo de helio se está volviendo extremadamente denso y compacto. La cáscara de hidrógeno no puede «mezclarse» con el helio porque el helio es más denso y fluye hacia el fondo. En su lugar, la cáscara se estampa contra la frontera del núcleo de helio. Este helio finalmente se equilibra por la presión que oponen los electrones a comprimirse más. En efecto, al ser recluidos en un espacio cada vez menor, la incertidumbre de la posición de los electrones del plasma disminuye, por lo que la incertidumbre de su velocidad aumenta. Los valores pequeños de velocidad son más probables estadísticamente y son ocupados rápidamente por electrones que han radiado su energía excedente tras colisionar; los electrones restantes que están en un elemento de volumen ya ocupado con una energía baja, tienen ese lugar prohibido salvo que su velocidad sea un poco más alta; y así sucesivamente los electrones adquieren velocidades progresivamente altas que producen una “presión de degeneración” cuántica que impide al núcleo seguir comprimiéndose.

El fenómeno de la presión de degeneración

El momento de los electrones más rápidos que están siendo empaquetados en un volumen de radio R decreciente se llama momento de Fermi ( $p_{\text{Fermi}}$ ). Se puede deducir su orden de magnitud utilizando únicamente consideraciones de apilamiento tridimensional. Vamos a hacer exactamente ese cálculo intuitivo paso a paso:

1. El volumen físico y la celda elemental

El volumen físico aproximado del núcleo condensado es el de una esfera de radio $latex R = 12 \text{ km} = 12.000 \text{ m}$.

La incertidumbre en el volumen que ocupa un electrón individual es el de todo ese volumen del núcleo: $\Delta V = \Delta x \Delta y \Delta z \approx V = \frac{4}{3}\pi R^3 \approx 7.2 \times 10^{12} \text{ m}^3$ .

Usando la mecánica cuántica, se puede demostrar que cada par de electrones (electrones con spin up y down pueden ocupar el mismo estado) deben ocupar un elemento de volumen del espacio de fases (espacio de posiciones-momentos) igual a la constante de Planck h:

\Delta x \Delta y \Delta z \Delta p_x \Delta p_y \Delta p_z = h^3

Luego el volumen de una celda en el espacio de momentos 3D ( $\Delta p_x \Delta p_y \Delta p_z$ ) viene dado por:

\Delta V_p \approx \frac{h^3}{ V}

Esto tiene alguna relación con el principio de incertidumbre de Heisenberg, pero no se deduce exactamente del mismo.

2. Geometría del apilamiento de los $10^{57}$ electrones

Esa esfera de helio contiene unos $10^{57}$ electrones que se van apilando en el espacio de momentos ocupando estas micro-celdas. Como en cada celda caben 2 electrones (por el espín), el número total de celdas que necesitamos para alojarlos a todos es:

\text{Número de celdas} = \frac{N}{2} = 0.5 \times 10^{57}

Al apilarse de forma compacta y simétrica desde el centro (p=0), todas estas celdas juntas terminan construyendo una macro-esfera en el espacio de momentos cuyo radio máximo es, por definición, $p_{\text{Fermi}}$ .

El volumen de esa gran esfera de momentos es:

V_{\text{esfera de momentos}} = \frac{4}{3}\pi p_{\text{Fermi}}^3

Por pura geometría, el volumen total de esa esfera de momentos tiene que ser igual al número de celdas multiplicado por el volumen de cada micro-celda:

\frac{4}{3}\pi p_{\text{Fermi}}^{3}=\left(\frac{N}{2}\right)\times \left(\frac{h^{3}}{V}\right)

Si despejamos $p_{\text{Fermi}}$ de esta igualdad geométrica, obtenemos:

p_{\text{Fermi}}=\frac{\hbar}{2}\cdot \left(\frac{3N}{\pi V}\right)^{1/3}

Si sustituimos los datos de nuestro problema:

$N = 10^{57}$ electrones.
$V \approx 7.2 \times 10^{12} \text{ m}^3$ (el núcleo de 12 km).
$h \approx 6.626 \times 10^{-34} \text{ J}\cdot\text{s}$ .

El resultado del radio de la Esfera de Fermi nos da un valor aproximado de:

p_{\text{Fermi}}\approx 1.69\times 10^{-19}\text{\ kg}\cdot \text{m/s}

Si intentamos calcular la velocidad clásica equivalente para un electrón ( $v = p/m_e$ ), nos encontramos con una sorpresa: el resultado matemático supera por mucho la velocidad de la luz ( $v \approx 600 \ c$ ).

Cuando las velocidades se acercan a la de la luz, la fórmula clásica ya no aplica y debemos usar la teoría de la relatividad especial de Einstein. Según ella, el momento lineal (p) y la velocidad (v) de una partícula con masa en reposo $m_{e}$ están conectados a través del factor de Lorentz ( $\gamma$ ) mediante la siguiente relación:

p=\gamma m_{e}v=\frac{m_{e}v}{\sqrt{1-\frac{v^{2}}{c^{2}}}}

Si despejamos la velocidad (v) en función del momento (p), obtenemos la fórmula relativista:

v=\frac{p}{\sqrt{m_{e}^{2}+\frac{p^{2}}{c^{2}}}}

Vamos a introducir el valor del momento de Fermi ( $p_{\text{Fermi}}$ ) que dedujimos geométricamente en el paso anterior para ver qué tan cerca de la velocidad de la luz (c) se encuentran esos electrones:

Momento calculado: $p = 1.68 \times 10^{-19} \text{ kg}\cdot\text{m/s}$
Masa del electrón: $m_e = 9.109 \times 10^{-31} \text{ kg}$
Velocidad de la luz: $c = 2.998 \times 10^8 \text{ m/s}$

El resultado es que la velocidad de los electrones en la superficie de la esfera de Fermi es de:

v\approx 0.999998\ c

Es decir, la pura geometría del apilamiento cuántico al comprimir la estrella a 12 kilómetros obliga a los electrones más rápidos a zumbar al 99.9998% de la velocidad de la luz. Esto genera una presión capaz de soportar pesos enormes.

El Paso a gigante roja

El núcleo de helio, al contraerse bajo su propio peso, también se calienta de forma independiente a temperaturas astronómicas por compresión. Este núcleo súper denso y ardiente actúa como una gigantesca hornilla de metal caliente: transfiere calor por conducción y radiación directamente a la base de la cáscara de hidrógeno que lo rodea.

Cuando la temperatura de esa cáscara de hidrógeno alcanza el punto crítico (gracias a la combinación de su propia caída gravitatoria y el calor que le inyecta el núcleo de helio desde abajo), los protones adquieren la energía cinética suficiente para vencer la repulsión eléctrica. Es ahí cuando la fusión se enciende en la cáscara de forma ultra-violenta, desencadenando la presión que terminará por inflar la estrella hasta convertirla en una gigante roja.

Como el «suelo» (el núcleo degenerado de helio) ya no se hunde más, la cáscara de hidrógeno encuentra un soporte estable. La fusión en esa cáscara no es un chispazo momentáneo; es un proceso continuo que se auto-regula:

La brutal gravedad del núcleo degenerado mantiene la base de la cáscara a la presión y temperatura perfectas para fusionar hidrógeno a un ritmo frenético.

A medida que la cáscara consume hidrógeno, las «cenizas» de helio resultantes caen al núcleo, haciéndolo ligeramente más pesado y compacto.

Esto mantiene las capas externas infladas en forma de Gigante Roja durante unos 1.000 millones de años (aproximadamente el 10% de la vida total de una estrella como el Sol).

El Flash de Helio y la Estabilización 💥

El helio tarda en calentarse. La cáscara de hidrógeno sigue añadiendo masa al núcleo de helio degenerado. Más masa significa más presión, y más presión eleva lentamente la temperatura del núcleo.

Solo cuando el núcleo alcanza los 100 millones de Kelvin, el helio finalmente se enciende. Debido a que el núcleo es degenerado (sostenido contra la implosión sólo por la presión de degeneración), este encendido ocurre de forma explosiva en cuestión de minutos (el Flash de Helio). Tras esa detonación cuántica, el núcleo se expande, deja de ser degenerado y la estrella se reorganiza de nuevo como un plasma o un gas clásico, encogiéndose un poco su radio exterior y entrando en una fase mucho más tranquila fusionando helio de forma estable.

Antes del flash, la estrella se encontraba en la esquina superior derecha (el punto más alto de la Rama de las Gigantes Rojas), siendo gigante, fría y muy luminosa. Justo después del flash:

Hacia abajo (Menos luminosa): Al expandirse el núcleo de helio y dejar de estar degenerado, la base de la cáscara de hidrógeno que lo rodea se expande también y se enfría un poco. Al enfriarse la cáscara, su ritmo de fusión disminuye considerablemente. La estrella produce menos energía total por segundo, por lo que baja verticalmente en el diagrama (pierde luminosidad).
Hacia la izquierda (Más caliente): Como la estrella produce menos energía interna, las capas externas ya no son empujadas con tanta fuerza hacia afuera y la estrella se encoge considerablemente. Al contraerse, su superficie se acerca más al núcleo ardiente, lo que hace que su temperatura superficial aumente. En el diagrama H-R, esto se traduce en un desplazamiento hacia la izquierda (hacia colores más amarillos o blancos).

La Fusión del helio y la Rama Horizontal ⚓

En esta nueva posición, la estrella encuentra una segunda madurez muy estable, evolucionando a lo largo de la llamada Rama Horizontal del diagrama H-R. Esto ocurre siempre que la estrella tiene pocas sustancias pesadas. O bien se apelotona junto con otras gigantes rojas en el Apelotonamiento Rojo (Red Clump), si es una estrella rica en metales como nuestro Sol.

Ahora fusiona tranquilamente helio en carbono en el centro (a través del proceso triple alfa) mientras mantiene una fusión moderada de hidrógeno en la cáscara.

Esta fase es el equivalente a la secuencia principal, pero para el helio. Aunque es estable, dura mucho menos tiempo (unos 100 millones de años, un 10% de lo que duró como gigante roja), porque la fusión del helio es energéticamente menos eficiente y consume el combustible mucho más rápido.

El efecto de la metalicidad en la rama horizontal obedece a que cuando las estrellas están en la punta de la rama de gigantes rojas (justo antes del flash del helio), experimentan fuertes vientos estelares que desprenden partes de sus capas externas debido a erupciones caóticas.

Tras el flash del helio, todas las estrellas de masa solar acaban con exactamente el mismo núcleo de helio (0,45 masas solares), y similar luminosidad. Lo que define la temperatura exterior de la estrella en este punto es: (i) si tiene metales; y (ii) cuánto hidrógeno le quedó en la envoltura por encima del núcleo.

Las estrellas que tienen metales son más opacas a la radiación y expanden mucho más sus envolturas de hidrógeno, acabando todas relativamente apelotonadas en un color rojo más o menos intenso.

Las que tienen pocos metales expanden poco sus envolturas. En este caso, el color depende del hidrógeno que le haya quedado a la estrella. Las que mantuvieron una capa de hidrógeno gruesa se ven templadas y amarillas (lado derecho de la rama horizontal). Las que perdieron casi todo su hidrógeno revelan prácticamente el núcleo desnudo y ardiente, viéndose extremadamente calientes y azules (lado izquierdo de la rama).

El abanico de envolturas transparentes distribuye a estas estrellas de izquierda a derecha en una línea perfecta: la Rama Horizontal. Las ricas en metales, en cambio, sufren tanta opacidad que todas caen amontonadas en el rincón derecho de esa misma línea (el Red Clump).

El Agotamiento del Helio

¿Qué pasa cuando se agota este nuevo combustible? La historia es fascinante y parece repetirse. Cuando el helio del centro se agote por completo, la estrella se quedará con un núcleo muerto de carbono y oxígeno. Como la estrella tipo Sol no tiene masa suficiente para calentarse hasta fusionar el carbono, el núcleo se apagará y volverá a contraerse, repitiendo el proceso: se encenderá una cáscara de helio, por encima una de hidrógeno, y la estrella volverá a subir con fuerza hacia la esquina superior derecha del Diagrama H-R, convirtiéndose en una gigante aún más grande y monstruosa (la Rama Asintótica Gigante), antes de morir definitivamente como una enana blanca.

El final de las gigantes rojas según su masa

Hay gigantes rojas que logran encender la fusión del helio y otras que jamás lo consiguen. La masa con la que nace la estrella es, una vez más, el factor que decide si alcanzará la temperatura nuclear necesaria para quemar helio y si dejará como testamento cósmico una espectacular nebulosa planetaria. [1, 2]

Para entender cuáles lo logran y cuáles forman nebulosas, dividimos a las gigantes rojas en tres grupos de masa:

1. Las que NO fusionan helio: Masa muy baja ( $< 0.5\ M_\odot$ )

Estrellas extremadamente pequeñas (las enanas rojas más ligeras) nunca logran encender el helio. De hecho, como su interior es completamente convectivo, consumen su hidrógeno de forma homogénea. Si una estrella en este límite de masa lograra acumular un núcleo de helio puro, su gravedad sería tan débil que el núcleo jamás alcanzaría los 100 millones de Kelvin necesarios para la fusión.

Al agotarse su hidrógeno, simplemente se contraen de forma pacífica y directa en una enana blanca de helio. Debido a que el universo actual es muy joven (~13.800 millones de años), ninguna estrella en este rango ha tenido tiempo físico de morir aún.

Con una vida tan larga, estas estrellas de masa pequeña parecen ideales para buscar planetas donde la vida compleja haya tenido tiempo de evolucionar. Sin embargo, la astrobiología las considera poco idóneas por varios motivos.

El primero es que su fase de protoestrella es muy larga (1000 millones de años) y en ella alcanza luminosidades 100 veces mayores que luego como estrella. En esa fase de contracción, gran parte del agua ligada al polvo del disco de acreción planetaria es disociada por la radiación de la protoestrella, por lo que los planetas rocosos tipo terrestre que se formen comienzan siendo muy secos.

Además, estas estrellas ligeras son poco luminosas una vez en la secuencia principal, con lo que la «zona de habitabilidad» (distancias a la que puede haber un planeta con agua líquida orbitando) es estrecha y a una distancia de la estrella más pequeña que la órbita de Mercurio. A esas distancias el planeta acopla su periodo de rotación con su periodo orbital, y muestra siempre la misma cara a la estrella (efecto de marea). Esto produce un hemisferio tórrido diurno y otro helado y siempre nocturno.

En tercer lugar, estas estrellas son totalmente convectivas, lo que genera campos magnéticos retorcidos y descomunales, que organizan super-llamaradas en su superficie, y emisiones de rayos X y ultravioleta (UV) miles de veces más potentes que las del Sol. Esto erosiona cualquier atmósfera planetaria cercana, salvo que: (i) sea muy masiva y pueda filtrar la radiación estelar, y (ii) disponga de un campo magnético potentísimo que desvíe las partículas cargadas del viento estelar.

En resumen, que no parecen entornos favorables al tipo de vida que conocemos, basada en el agua y las células con membranas bicapa (aunque no habría que descartar que la vida pueda autoorganizarse de otras formas aún no observadas). Las enanas naranjas (tipo espectral K) son en cambio las estrellas más prometedoras para la búsqueda de vida, más aún que las estrellas de tipo solar (tipo espectral G o enanas amarillas).

2. Masa intermedia (0.5 a 8 masas solares)

Este es el grupo en el que se encuentra nuestro Sol y es el verdadero responsable de las nebulosas planetarias del universo. [1, 2]

Estas estrellas sufren el colapso del núcleo de helio inerte que analizamos antes y encienden la fusión del helio (ya sea de forma explosiva mediante el Flash de Helio si tienen menos de 2 masas solares, o de forma gradual si tienen más). [1]

La fase AGB: Tras quemar helio en la Rama Horizontal, el helio se agota en el centro y se forma un núcleo inerte de carbono y oxígeno. La estrella vuelve a inflarse como una gigante aún mayor (la Rama Asintótica Gigante o AGB). [1, 2]
Los pulsos térmicos: Al final de la fase AGB, las cáscaras de hidrógeno y helio que rodean al núcleo sufren violentas inestabilidades térmicas y pulsaciones. [1, 2]
El nacimiento de la nebulosa: Estas pulsaciones actúan como un pistón gigante que expulsa suavemente todas las capas externas de la estrella al espacio interestelar. Cuando el núcleo desnudo de carbono y oxígeno queda expuesto (calentándose a más de 30.000 K), su radiación ultravioleta ioniza y hace brillar el gas expandido. Esto es la nebulosa planetaria. El núcleo central se enfría después para convertirse en una enana blanca de carbono/oxígeno de un tamaño parecido a la Tierra [1, 2, 3, 4]

La figura siguiente muestra la Nebulosa del Anillo (M57), en la constelación de La Lira. Muestra el futuro que le depara al Sol, pues la estrella que la formó se cree tenía una masa igual o ligeramente superior al Sol. En el centro mismo del anillo se observa hoy una caliente y densa enana blanca de carbono y oxígeno. Tiene aproximadamente el tamaño físico de la Tierra pero concentra cerca de 0,61 a 0,62 masas solares. Su temperatura superficial es extrema (unos 125.000 Kelvin), lo que genera una intensa radiación ultravioleta que ioniza y hace brillar los gases expulsados a su alrededor.

Fig. Nebulosa del Anillo (M57), en la constelación de La Lira

3. Estrellas Masivas $>8\ M_\odot$ ─ Las Supergigantes

Como vimos en un diagrama anterior, estas estrellas masivas agotan su hidrógeno en tiempos del orden de 10 a 3 millones de años, según tengan menos o más masa, respectivamente.

Al agotar el hidrógeno en su núcleo azul hipercaliente, debido a la inmensa gravedad de una estrella de $>8\ M_\odot$ , el núcleo de helio se comprime con tanta fuerza que su temperatura se dispara hasta los 100 millones de Kelvin en un parpadeo cósmico (un proceso que apenas dura unos miles de años, nada en tiempos astronómicos).

Mientras el núcleo de helio se comprime y calienta por pura compresión gravitatoria, el hidrógeno que está justo en la capa inmediatamente superior se comprime también por el aumento de la gravedad. Al alcanzar la temperatura necesaria, se enciende la fusión de hidrógeno en una capa externa alrededor del núcleo. Esta energía calienta las capas exteriores de la estrella, haciendo que se expandan descomunalmente (la estrella sale de la secuencia principal y se encamina a ser una supergigante roja).

El núcleo es tan caliente y denso que no llega a volverse «degenerado». Por lo tanto, el helio se enciende de forma suave, progresiva y estable, sin sufrir el violento «flash del helio» que experimentan las estrellas de tipo solar.

A esa temperatura tan brutal, el helio comienza a fusionarse en carbono y oxígeno mediante el proceso triple alfa.[1, 2, 3] Tras un millón de años de combustión, el helio del centro del núcleo se fusiona por completo hasta convertirse en una «ceniza» de carbono y oxígeno.

Fig. Proceso Triple Alfa que genera Carbono y Oxígeno a partir de núcleos de Helio

En ese momento, la fusión en el centro se detiene. Sin fusión central, la gravedad vuelve a comprimir ese núcleo inerte de carbono. Al estrujarlo, la temperatura del centro se dispara de los 100 millones de Kelvin hasta alcanzar los 500 a 800 millones de Kelvin.

El encendido del carbono: Al llegar a esa temperatura extrema, el carbono del centro entra en fusión, produciendo neón, sodio y magnesio a través de las reacciones siguientes:

Las capas superiores siguen activas: Mientras el carbono se quema en el centro, el helio que quedó empujado justo hacia la capa de arriba sigue estando lo suficientemente caliente y denso como para continuar fusionándose en helio-carbono. Y por encima de esa capa de helio, hay otra capa exterior fusionando hidrógeno.

A partir del carbono, este patrón se repite a una velocidad de vértigo. Cada vez que el elemento del centro se agota, el núcleo se contrae, se calienta y enciende el siguiente elemento más pesado, dejando el elemento anterior quemándose en una capa superior.

En la fase final de la estrella, justo antes de colapsar como supernova, la estrella tiene esta estructura simultánea de dentro hacia fuera:

Centro: Silicio fusionándose en Hierro (dura solo unos días).
Capa 1: Oxígeno fusionándose en Silicio.
Capa 2: Neón fusionándose en Oxígeno.
Capa 3: Carbono fusionándose en Neón/Magnesio.
Capa 4: Helio fusionándose en Carbono.
Capa 5: Hidrógeno fusionándose en Helio.
Envoltura externa: Hidrógeno intacto que nunca llegó a fusionarse.

Fig. Fusión de 2 núcleos de oxígeno para producir silicio, azufre, fósforo y magnesio

A medida que fusionan elementos en su estructura de cebolla (Carbono, Neón, Silicio), la estrella puede oscilar horizontalmente de derecha a izquierda entre ser una Supergigante Roja y una Supergigante Azul.

Para una estrella masiva típica de unas 20 masas solares ( $20\ M_\odot$ ), los tiempos de consumo de cada combustible son un reflejo de la urgencia física de la estrella: a medida que el elemento es más pesado, produce menos energía por reacción, por lo que la estrella debe quemarlo a una velocidad exponencialmente mayor para no colapsar gravitatoriamente.

Las duraciones estimadas para cada fase de fusión en el centro del núcleo son las siguientes:

⏱️ Cronología de las fases de fusión

Combustible central	Temperatura necesaria	Producto principal	Duración aproximada
Hidrógeno	~40 millones K	Helio	10 millones de años
Helio	~200 millones K	Carbono, Oxígeno	1 millón de años
Carbono	~800 millones K	Neón, Magnesio	300 a 1,000 años
Neón	~1,500 millones K	Oxígeno, Magnesio	1 año
Oxígeno	~2,000 millones K	Silicio, Azufre	6 meses
Silicio	~3,500 millones K	Hierro, Níquel	1 día

¿Por qué se acelera el tiempo de forma tan dramática?

Hay dos motivos fundamentales por los que la estrella pasa de tardar millones de años con el helio a consumir el silicio en un solo día:

La ineficiencia energética: La fusión de hidrógeno es la más eficiente del universo. La fusión de helio genera mucha menos energía por kilogramo de masa, y la de silicio genera una cantidad ínfima. Para mantener la misma presión hacia fuera y contrarrestar su propia gravedad monstruosa, la estrella tiene que devorar toneladas de silicio por segundo.
La «vía de escape» de los neutrinos: A partir de la fase del carbono (cuando la temperatura supera los 500 millones de Kelvin), las condiciones físicas del núcleo permiten que los fotones de alta energía se transformen espontáneamente en pares de neutrinos y antineutrinos. Dado que los neutrinos apenas interactúan con la materia, escapan de la estrella a la velocidad de la luz de forma inmediata. Esto actúa como un «desagüe refrigerante» gigantesco: el núcleo pierde energía térmica masivamente hacia el espacio, lo que obliga a la estrella a contraerse aún más rápido y a quemar el combustible a un ritmo frenético para no desplomarse.

El final del camino de las Supergigantes: El Hierro

Cuando el silicio se agota y se forma el núcleo de hierro, la estrella supergigante llega a un callejón sin salida físico: la fusión del hierro no produce energía, sino que la consume (es una reacción endotérmica).

En el momento en que el silicio se apaga tras ese último día de vida, el núcleo de hierro se queda sin soporte térmico en una fracción de segundo, desencadenando el colapso gravitatorio inmediato del núcleo y los consiguientes procesos que conducen a una explosión de supernova o bien a la desaparición de la estrella en forma de agujero negro.

La foto siguiente muestra la Nebulosa del Cangrejo, producto de la explosión de la Supernova SN 1054 (o supernova del Cangrejo), que fue ampliamente vista en la Tierra en el año 1054 y registrada por astrónomos chinos y árabes. Según éstos, fue notoria a la luz del día durante 23 jornadas y visible 653 noches, a partir del 10 de julio de 1054 hasta el 12 de abril de 1056. En su interior hay una estrella de neutrones girando a gran velocidad (o púlsar), que debe proceder del núcleo estelar posterior a la explosión.

Foto. Nebulosa del Cangrejo, producida por la explosión de una supernova en el año 1054

Cuando el núcleo produce hierro, la estrella está en la zona más alta del diagrama. En una fracción de segundo, la estrella desaparece por completo del diagrama H-R. Si explota como supernova, su brillo momentáneo la saca del gráfico por la parte superior; si sufre el colapso silencioso por neutrinos (rango de 16-30 masas solares), simplemente se borra del mapa para convertirse en un Agujero Negro, un objeto que, por definición, no tiene un lugar en un diagrama de luz visible.

En otro artículo discutiremos en mayor detalle la vida y muerte de estas super estrellas y estos fascinantes procesos finales.

El esquema siguiente compara cómo evolucionan los tres tipos de estrellas desde su nacimiento:

El resumen de sus filosofías de vida

Masa menor al Sol: Viven a cámara lenta. Son las verdaderas supervivientes del universo; las que nacieron al principio de los tiempos seguirán brillando cuando todas las demás estrellas se hayan apagado.
Masa similar al Sol: Tienen una vida equilibrada. Pasan la mayor parte del tiempo estables, tienen una vejez expandida y mueren de forma hermosa y artística sin perturbar violentamente el vecindario cósmico.
Masa mayor al Sol: «Vive rápido, muere joven y deja un cadáver espectacular». Son las fábricas de elementos pesados del universo (como el hierro de nuestra sangre o el oro de nuestras joyas). Sin su final sobrecogedor, la química compleja de la vida no existiría.

Etapa de la Vida	Estrellas de Masa Menor al Sol (< 0.5 $M_{\odot }$ ) (Enanas Rojas)	Estrellas de Masa Similar al Sol (0.5 a 8 $M_{\odot }$ ) (Estrellas tipo G/K)	Estrellas de Masa Mayor al Sol (> 8 masas solares) (Supergigantes Masivas)
1. Nacimiento (Protoestrella)	Nacen en nubes de gas (nebulosas). Requieren poca masa para encender la fusión de hidrógeno en su núcleo debido a su baja gravedad.	Nacen en las mismas nebulosas, condensando más materia. Tardan unos millones de años en estabilizar su tamaño y presión.	Nacen de forma violenta en densos cúmulos estelares. Acumulan gas rápidamente y se encienden casi instantáneamente en términos cósmicos.
2. Vida Adulta (Secuencia Principal)	Extremadamente larga (de 100.000 millones a billones de años). Consumen su hidrógeno de forma tan lenta y eficiente (por convección total) que el universo actual aún es demasiado joven para haber visto morir a ninguna.	Moderada (unos 10.000 millones de años). Fusionan hidrógeno en helio de forma estable en el núcleo. Nuestro Sol está a mitad de esta etapa.	Muy corta (pocos millones de años). Queman su combustible a un ritmo frenético y a temperaturas colosales para evitar colapsar por su propia gravedad.
3. Vejez (Salida de la estabilidad)	No llegan a transformarse en gigantes. Cuando se les acaba el hidrógeno, simplemente se contraen y se calientan lentamente, convirtiéndose en una esfera pura de helio.	El núcleo se agota de hidrógeno y se contrae. Esto calienta las capas externas, que se expanden brutalmente. La estrella se convierte en una Gigante Roja.	El núcleo agota el hidrógeno y comienza una carrera frenética fusionando elementos cada vez más pesados (Helio $\rightarrow$ Carbono $\rightarrow$ Oxígeno $\rightarrow$ Silicio) creando la estructura de cebolla y transformándose en una Supergigante Roja o Azul.
4. Agonía Final	No tienen suficiente gravedad para calentar su núcleo y fusionar el helio. La estrella se apaga lentamente como una bombilla sin energía.	El núcleo fusiona helio en carbono, pero no puede ir más allá. Las capas externas se vuelven inestables y salen expulsadas suavemente al espacio, creando una hermosa Nebulosa Planetaria.	El núcleo produce Hierro. Al no poder fusionarlo para obtener energía, el núcleo pierde el soporte cuántico y se desploma sobre sí mismo a una fracción de la velocidad de la luz en milisegundos.
5. Cadáver Estelar (Destino)	Se convierten teóricamente en una Enana Blanca de Helio (y tras billones de años, en una fría Enana Negra).	El núcleo de carbono/oxígeno desnudo queda expuesto. Es un cadáver cuántico del tamaño de la Tierra sostenido por electrones: una Enana Blanca.	Dependiendo de la producción de neutrinos que analizaremos: una Estrella de Neutrones (8-15 masas), un Agujero Negro por colapso silencioso (16-30 masas) o una desintegración total.