A horcajadas en el Tiempo

Estrellas Gigantes Rojas
Aquí, es bueno hacer un paréntesis para precisar algunas cosas que pueden quedar algo confusas o también en el tintero y que tienen
relación con la masa de las estrellas en su fase final de vida. La verdad es que en astrofísica se da, hasta ahora, la condición de tener una línea
divisoria muy poco precisa para la masa que se requiere para que se den ciertas condiciones estelares en la etapa de vida final de una estrella.
No se han logrado construir todavía modelos lo suficientemente sofisticados como para que contengan todas las complejidades físicas que se
involucran en eso.
Un valor aceptado por muchos es considerar que las estrellas inferiores a 6M no se calientan lo suficiente como para conseguir la
fusión total del carbono y el oxígeno en el núcleo. En ese escenario, el desplome del núcleo, por lo tanto, continúa hasta que un nuevo tipo de
presión equilibre los efectos gravitatorios. Este tipo de presión se llama «presión de electrones degenerados».
La presión de electrones degenerados es una consecuencia de la mecánica cuántica, precisamente del «principio de exclusión». Aunque
nos referiremos con un mayor espacio sobre ese principio en las separatas correspondientes a las estrellas enanas blancas y de neutrones, su
enunciado básico es el siguiente: una cantidad de electrones dada encerrados en un espacio dado, al hacerse presión sobre ellos tienden a
moverse a velocidades mayores que las iniciales. Esto no tiene nada que ver con la temperatura, puede ser pareja o cero absoluta y los
electrones deben continuar moviéndose. Este movimiento constante de los electrones produce una presión la cual es incrementada por la
densidad; así, lo que importa es la densidad de la materia.
Sí su masa es mayor que seis veces la del Sol, la compresión y recalentamiento del núcleo provocará una segunda etapa de
nucleosíntesis con los núcleos de helio, estado posterior del hidrógeno después de su fusión, concentrados al interior del núcleo de la estrella. En
esas condiciones de masa y de núcleo, el equilibrio hidrostático para que la estrella pueda ser soportada por la presión de los gases (P = nkT), se
da con el aumento de la temperatura interior . Por ello es que mientras más masiva es una estrella, mayor es la temperatura en su núcleo. Ahora,
el nivel de altas temperaturas que se dan en este tipo de estrella en esta fase de evolución también permite la fusión del helio en carbono y,
agotado el helio, contraer el núcleo y elevar de nuevo la temperatura para que se inicien reacciones nucleares que transmuten el C 12 (carbono
12) en 0 16 (oxígeno 16), luego en Ne 20 (neón 20); Mg 24 (magnesio 24); Si 28 (silicio 28), que le sirve como nuevo combustible nuclear; S 32 (azufre
32), etc. hasta dejar como último residuo a un núcleo de Fe 56 (hierro 56). Un átomo de hierro 56 es el que tiene la masa mínima por partícula
nuclear, esto es, la energía mínima.
Ahora bien, los procesos de fusión que hemos descrito ocurren en todas las capas de la estrella, pero no ocurren en el núcleo por ser de
hierro el cual se encoge por no contar con energía.
Cerrado el paréntesis. Si el colapso final no es evitado por otra etapa de combustión nuclear, en que la estrella utilice el carbón y el
oxígeno como combustible, se transformará en nebulosas planetarias, cuyos halos de materia estelar se irán dispersando en el espacio y
dejando ver lentamente el núcleo de la estrella, inicialmente muy caliente, y que se irá enfriando para dar origen a un tipo extraño de estrella que
se conoce como «enana blanca», formada por átomos degenerados de helio altamente condensados y de un diámetro muy semejante a la Tierra
(unos 10.000 km.).
La primera fase de estrella roja que sufren aquellas que superan el límite de seis veces la masa del Sol, es semejante a la que hemos
descrito para aquellas que no cuentan con una masa tan grande, pero éstas al contar con un mayor volumen estelar tienen más procesos de
nucleosíntesis que los que se estiman para aquellas que son menores. Ello se da así, debido a la compresión y recalentamiento que sufre el
núcleo de helio que se ha formado durante el proceso de fusión del hidrógeno de estas estrellas mayores. Encendido el helio que se encuentra
en su interior, las capas exteriores tienen masa suficiente para mantener la presión sobre el núcleo de forma que éste siga comprimiéndose y, en
consecuencia, calentándose. La temperatura que se genera es elevadísima, tanto como para que se generen nuevos procesos de combustión
nuclear. Núcleos de carbono se funden en forma violenta y no tardan en generar la sintetización de elementos aún más pesados. Luego, el
interior de la vieja estrella empieza a presentar distintas capas claramente diferenciadas. En las exteriores se puede encontrar hidrógeno y helio;
que son los elementos más ligeros; en las capas medias, se alojan carbono y helio; y más hacia el interior se hallan elementos más pesados:
oxígeno, magnesio, silicio, azufre, etc., hasta llegar al hierro, que es el más pesado de los elementos que se pueden formar en una estrella a
través de una normal combustión nuclear.
El hierro es el elemento más común dentro del núcleo de una estrella de este tipo. Pese a que éste no es el elemento más pesado, si
tiene la particularidad de no sufrir combustiones nucleares. El hierro viene a ser como las cenizas residuales de esa combustión, no hay medio de
extraer energía de la unión en fundición de núcleos de hierro. Realmente no estamos claros que sucede dentro del proceso que se genera en
esta etapa de la vieja estrella. Pero si se considera probable que una vez que se han sintetizado cuantías lo bastante grandes de hierro en el
núcleo , cesa la combustión nuclear, la presión que impedía el colapso gravitacional de la estrella desaparece en forma abrupta y ésta sufre un
catastrófico decenlase. Su gran masa que se encontraba impedida de colapsarse hacia su centro durante miles de millones de años, lo hace
ahora, en segundos, desatando una brutal explosión cuyo brillo se reconoce como igual al producido por mil millones de soles. En ello, la estrella
ha tenido una producción energética equivalente a toda la energía que produjo durante toda su existencia normal. Si una de nuestras estrellas
vecinas sufriese una de estas explosiones supernóvicas (ninguna parece destinada a hacerlo salvo quizá Sirio) aparecería en el cielo como un
segundo Sol, tan brillante como el nuestro, y su radiación nos calcinaría.
Cuando se colapsa una estrella de gran masa por sobre seis veces la del Sol se crean condiciones extremas. Se generan presiones y
temperaturas grandísimas, tanto así como que se dan, después del colapso, transmutaciones nucleares en la corteza de la materia que
explosiona dando vida a elementos más pesados que el hierro. Elementos tales como níquel, plata, oro, uranio, etc. se crearon en estas
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