¿Por qué mueren las estrellas?
Las estrellas son enormes bolas de gas incandescente que brillan gracias a la energía de su interior. Eso quiere decir que, cuando esta se agote, morirán. La muerte puede ser suave, expulsando las capas más externas y dejando una estrella enana blanca como le ocurrirá al Sol, o violenta, en forma de explosión de supernova y dejando una estrella de neutrones.
Una estrella está sometida a dos tendencias simultáneas: contraerse por acción de la gravedad y expandirse a causa de la agitación térmica de las partículas. Normalmente, las dos tendencias se equilibran: si la estrella se contrae, se calienta, sube la presión y se expande. La expansión provoca un enfriamiento, una bajada de la presión y una contracción hasta que al final recupera el equilibrio.
Ahora bien, una estrella pierde
INSTITUT DE CIÈNCIES DE L’ESPAI (CSIC-IEEC)
energía continuamente. Si el radio se mantuviera constante se enfriaría y perdería presión. Para evitarlo, se contrae y necesita una temperatura más alta. Así, cuanta más energía pierde, más se calienta.
Si la temperatura es lo bastante alta, los núcleos atómicos se fusionan y proporcionar energía suficiente para compensar las pérdidas de la superficie sin necesidad de contracción. El primer elemento que se fusiona es el hidrógeno para dar helio. Cuando el hidrógeno se agota, las capas centrales vuelven a contraerse
hasta que la temperatura es tan alta que el helio se fusiona para dar una mezcla de carbono y oxígeno. Cuando el helio se agota, el corazón estelar se contrae y fusiona el carbono, y así sucesivamente hasta llegar al hierro.
La mecánica cuántica dice que no puede haber más de dos electrones en el mismo estado de posición y movimiento. Cuando la estrella se contrae, se reduce el número de posiciones posibles, los electrones tienen que aumentar su velocidad y la presión aumenta mucho. En estrellas pequeñas como el Sol, esto basta pa- ra cortar el proceso de reciclaje de las cenizas nucleares antes de que se pueda formar un corazón de hierro. Como consecuencia, la estrella expulsa las capas más externas y deja al descubierto su reactor termonuclear, que se va enfriando lentamente y recibe el nombre de estrella enana blanca.
En el caso de estrellas masivas, los electrones no pueden cortar la secuencia de reacciones nucleares y el hierro se acumula en el centro. Los electrones tienen que moverse cada vez más rápido pero, cuando la masa de hierro llega a 1,4 veces la masa del Sol, la velocidad de los electrones debería ser igual en la de la luz. Como eso no es posible, el corazón de hierro se colapsa y se forma una estrella de neutrones de 10 kilómetros de radio. La energía liberada produce una enorme explosión conocida como supernova.