Foto de Cabecera: European Southern Observatory (ESO).

Las estrellas no tienen libre albedrío, no pueden labrarse su destino. Desde que nacen viene marcado por la masa que posean en el momento de su nacimiento. Incluso su propio nacimiento como estrella viene determinado por su masa.

Texto e imágenes (salvo las indicadas como Wikipedia): Manuel Jiménez Cepero

Solo si una protoestrella alcanza una masa aproximadamente la décima parte de la de nuestro Sol, es capaz de producir reacciones de fusión del hidrógeno y brillar como estrella, aunque sea débil. Las estrellas con masa inferior a la mitad del Sol son enanas rojas. La mayoría que hay en nuestra galaxia lo son, pero como son muy débiles no podemos ver ninguna a simple vista. Estas estrellas queman su hidrógeno muy lentamente y, además, son convectivas: no poseen un núcleo radiactivo como el Sol de manera que si núcleo, donde se producen las reacciones de fusión del hidrógeno, se está renovando continuamente de material inflamable.

Esto hace que estas estrellas puedan mantener un ritmo estable de producción de energía durante muchos miles de millones de años. Desde el Big Bang no ha transcurrido el suficiente tiempo para que una de ellas haya agotado su combustible. Las que cuentan con una masa cercana al Sol y hasta 8 veces su masa, agotan antes el hidrógeno del núcleo, tanto más rápido cuanto mayor sea.

Cuando la presión hacia fuera del núcleo disminuye —esto es, el ritmo de fusión de hidrógeno—las capas intermedias  se precipitan hacia el núcleo y entran en ignición. Ahora la presión hacia fuera en la superficie del núcleo de la estrella es mayor que la presión gravitatoria y se hincha, a la vez que la temperatura de su superficie se enfría. Se ha convertido en una gigante roja.

La estrella Betelgeuse es una gigante roja de unas 18 masas solares. Antes de 100000 años explotará como una supernova quedando en su centro una estrella de neutrones.

Este periodo es normalmente inestable: la estrella se hincha y se deshincha a medida que capas intermedias van cayendo a un núcleo de helio inerte cada vez mayor. El aumento de peso en el interior del núcleo provoca un aumento de presión y temperatura hasta que el helio también comienza a fusionarse. Durante un breve tiempo, astronómicamente hablando, la estrella se estabiliza quemando helio. Cuando se agota, sufre un colapso muy rápido, implosiona y las capas superficiales, que aún tenían hidrógeno, reaccionan violentamente en una gran explosión que libera al exterior una importante parte de la masa de la estrella. La estrella aumenta bruscamente su brillo mucho. Este fenómeno lo conocemos como una nova. En el centro de la nube de gas caliente expulsado queda el núcleo estelar moribundo, con una altísima temperatura superficial, pero sin combustible para seguir produciendo energía.

La estrella Procyón es una estrella doble que tiene por compañera a una enana blanca de 0,6 masas solares y 8.600km de diámetro.

Se ha formado una enana blanca. Las enanas blancas tienen una altísima densidad, concentran una masa equivalente a la solar en un tamaño equivalente al de la Tierra. La presión de degeneración de los electrones, que según el principio de exclusión de Pauli no pueden solaparse, impide que la estrella siga colapsándose. Este es el futuro que le espera a nuestro Sol, tras convertirse en gigante roja y achicharrarnos y explotar como nova, quedará convertido en una pequeña enana blanca enfriándose muy lentamente hasta que después de muchos miles de millones de años se convierta en una enana negra sin brillo.

Capas de una enana blanca.

Pero si inicialmente la estrella tiene una masa superior a 8 masas solares, tras explotar, en este caso no como nova, sino como supernova, el reducto estelar que queda, es muy probable que supere las 1,44 masas solares (límite de Chandrasekar) y entonces la presión de los electrones no puede con el peso y se fusionan con los protones originando una estrella donde en buena parte de su interior solo hay neutrones: se ha formado una estrella de neutrones.

La nebulosa M1 es la explosión de una supernova ocurrida en el año 1054. En su centro hay una estrella de neutrones de 1,5 masas solares aproximadamente y un diámetro de unos 29 km.

Pero si inicialmente era muy masiva —más de 30 masas solares— la estrella de neutrones que queda tiene demasiada masa y, ni siquiera la presión de los neutrones puede soportar el peso. El astro colapsa, la materia se degenera convirtiéndose en algo desconocido con una densidad tan alta que el campo gravitatorio que crea es tan intenso que ni siquiera los fotones pueden escapar y trazan una trayectoria parabólica volviendo a caer sobre la estrella. El punto de retorno de los fotones se llama horizonte de sucesos y la estrella un agujero negro, porque ningún tipo de radiación puede superar esta frontera y, desde fuera, es imposible ver lo que hay dentro.

Pero en esta historia, algo parece que falta. A finales de la década de los 60 del siglo XX se postuló que los neutrones no eran partículas elementales, sino que estaban formados por otras partículas más elementales llamadas quarks. La imposibilidad de encontrar quarks libres en los experimentos de colisiones de alta energía retrasó la aceptación de su existencia real durante una década hasta que se comprendió que la interacción fuerte que es la que los mantiene unidos funciona de forma diferente a la gravedad o al electromagnetismo. La interacción fuerte, en vez de disminuir con la distancia aumenta y provoca que los quarks estén confinados ya que para separarlos en necesaria tanta energía en un espacio tan pequeño que se convierte en otro quark, mediante la ecuación de Einstein, se une al desligado y por tanto sigue ligado.

Cuando la existencia real de los quarks no planteaba ninguna duda se empezó a pensar que debería haber estrellas con una masa residual superior a las estrellas de neutrones, pero inferior a los agujeros negros. O sea, debería haber estrellas de quarks. Los cálculos más refinados para la masa límite de una estrella residual que se convierte en agujero negro lo colocan en 2,25 masas solares. Una estrella de neutrones de masa superior a 2,25 masas solares se convertirá en un agujero negro. Durante décadas se han estado buscando las hipotéticas estrellas de quarks, pero reconocerlas no es fácil. Los fotones no son una herramienta que permita indagar en el interior de una estrella de neutrones y diferencie entre neutrones y quarks. Esto ha hecho que las estrellas de quarks sean estrellas hipotéticas… Hasta ahora.

Recientemente, un estudio realizado por un grupo de investigadores finlandeses parece haber encontrado pruebas de la existencia de una estrella de neutrones que posee un importante núcleo de quarks. Para ello han analizado las ondas gravitacionales proveniente de la estrella y han deducido, usando los más recientes progresos en física de partículas, una serie de propiedades del interior de la estrella que no son compatibles con los neutrones, pero sí con los quarks. Los datos no parecen ser concluyentes, pero sí muy esperanzadores. Parece ser que las estrellas de neutrones con masa entre 1,8 y 2,2 masas solares desarrollan un importante núcleo de quarks que puede ser del tamaño de la mitad de la estrella. El núcleo de quarks es tan denso que un centímetro cúbico de esa materia pesaría unos mil millones de toneladas.