¿Cómo evolucionan las estrellas gigantes? En una columna anterior describí cómo evolucionan las estrellas enanas, como nuestro Sol y alrededor del 97% de estrellas que conforman la Vía Láctea.
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¿Cómo evolucionan las estrellas gigantes? En una columna anterior describí cómo evolucionan las estrellas enanas, como nuestro Sol y alrededor del 97% de estrellas que conforman la Vía Láctea. El restante 3% son estrellas que evolucionan de manera más acelerada y terminan sus vidas explotando como supernovas y formando estrellas de neutrones y a agujeros negros.
Una de las estrellas con mayor masa conocida es la estrella Eta Carinae, en la constelación de la Quilla del Navío de Argos. Tiene alrededor de 100 veces la masa del Sol, lo que la convierte en uno de los sistemas más masivos conocidos en nuestra galaxia. Si seguimos la evolución de una de estas estrellas encontramos que se originan, al igual que las estrellas enanas, a partir del colapso gravitatorio ocurrido en nubes gigantescas de hidrógeno.
Al formarse estos objetos, la temperatura en el núcleo llega a alcanzar unos 13 millones de grados Kelvin, lo suficiente para hacer que los núcleos de elementos pesados como el carbono, nitrógeno y oxígeno empiecen a colisionar violentamente formando una reacción nuclear de fusión conocida como proceso C-N-O. Estrellas con más de 1.5 veces la masa del Sol generan principalmente su energía a partir de este proceso.
A diferencia de las estrellas enanas, que pueden llegar a vivir miles de millones de años, las estrellas gigantes viven muy pocos millones de años. Esto se debe a las enormes presiones que existen en los núcleos de las mismas, que hacen que las reacciones nucleares ocurran con mayor rapidez. Durante su vida, la estrella emitirá algún tipo de viento estelar, y en su núcleo se empezarán a producir elementos cada vez más pesados como silicio y manganeso, mediante la fusión nuclear, hasta eventualmente formar hierro.
En este momento algo interesante empezará a ocurrir: Mediante fusión nuclear es posible liberar energía cuando se combinan átomos livianos, como el hidrógeno y el helio, pero la cantidad de energía liberada disminuye a medida que los átomos que combinamos se hacen más pesados.
A medida que la estrella envejece, se comienzan a combinar átomos de hierro y las reacciones dejan de emitir energía hacia el exterior y empiezan a tomar energía de la estrella misma. En este proceso se empiezan a generar unas partículas muy livianas llamadas neutrinos. Estas partículas transportan el 90% de la energía de la estrella hacia el exterior de la misma de una manera más eficiente de la que lo hacen los fotones de luz.
Usualmente estas partículas interaccionan muy poco con la materia y millones de ellas, provenientes del espacio exterior, nos atraviesan a diario. A medida que este proceso toma lugar, la temperatura en el núcleo de la estrella comienza a elevarse aún más y la envolvente de la estrella —la atmósfera estelar— comienza a sufrir un proceso inestable que aún no ha sido posible explicar completamente.
Si estuviéramos a una distancia prudente de una estrella donde estos procesos están tomando lugar (aun año luz, por ejemplo), en cualquier momento observaríamos un destello de luz ultravioleta seguido por un incremento muy grande en la luminosidad de la estrella y estaríamos por presenciar la muerte de una estrella y la explosión de una supernova.
* Eduardo Rubio Herrera (Guatemala, 1978) es licenciado en Física por la Usac; estudió una maestría en Astronomía en la UNAM y actualmente cursa un doctorado en Astrofísica en la Universidad de Ámsterdam en los Países Bajos.
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