FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN ESTELAR.

INTRODUCCIÓN. EL CIELO INESPERADO.

No pude contemplar un cielo auténticamente estrellado hasta los trece años. Si, ya se,es una pena... inconvenientes de ser de ciudad y no tener pueblo. Pero hoy en dia loagradezco. Porque supongo que el impacto no hubiese sido el mismo si ya desde pequeñome hubiese acostumbrado a ver aquel caparazón de soles parpadeando sobre mi cabeza.Claro que sabía que había estrellas, los nueve planetas, cometas, tal vez marcianos... Ytambién había visto cielos estrellados, pero en la tele y en el cine. ¡Quien puede olvidar laGuerra de las Galaxias! Pero desde la ciudad no se veían apenas estrellas, con lo cual yopensaba que los cielos estrellados eran patrimonio exclusivo de científicos con extrañostelescopios o astronautas que se arriesgaban a abandonar la Tierra en cohetes espaciales.Aunque entonces yo lo ignoraba, todo era culpa de aquellas estilizadas farolas quederrochando energía, apagaban el cielo para iluminar el suelo.

Fue durante una acampada estudiantil, una noche de Junio. Aún me veo mirandocon la boca abierta. Ni el creciente interés por alguna de las compañeras de clase me pudodistraer. Simplemente no había palabras para describir aquello. Y nadie le prestaba la másmínima atención, a nadie le sorprendía. Uno de los profesores nos había reunido en círculopara darnos una charla de caracter religioso que no estaba haciendo mención alguna a aquelcielo negro y profundo, misterioso y retador. ¡Cómo podía ignorar lo que la noche nosofrecía! Las palabras del profesor se fueron difuminando sin llegar a mis oidos. No tardé enquedarme completamente solo sin que nadie se moviese de su sitio.

Y fue entonces cuando, concentrado en ese espectáculo, me asaltaron las inevitablespreguntas: ¿Cómo había surgido todo esto? ¿Alguien lo había creado? ¿Qué leyes logobernaban? ¿Cambiaría o seguiría asi para siempre? ¿Cuantas estrellas había? ¿Cómonacían? ¿Cómo morían, si es que lo hacían?

Supongo que en aquella remota noche en la que me llevaron a conocer el cielo sinenseñármelo, me hice astrónomo aficionado, y a menudo me sigo sentando y miro a la nochehaciéndome todas esas preguntas. Con el tiempo he encontrado respuesta a algunas, otraslas desconozco, otras quizá no la tengan.

Desde la inquietud que provocan tales cuestiones y desde lo modesto de misconocimientos, pues no poseo formación científica (uno es de letras), vamos a hablar de lasestrellas. De cómo nacen, viven y mueren. En definitiva, de lo que a mi me hubiese gustadoescuchar aquella noche de Junio.

ANTES DE NADA, ¿QUE ES UNA ESTRELLA?

Una estrella es un objeto astronómico que brilla con luz propia.

Obvio. Pero vayamos más allá: ¿De qué está hecha y por qué brilla? La gran mayoría delas estrellas son esferas de Hidrógeno en estado de plasma que emiten luz como consecuenciade las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior.

¿Plasma?, ¿Como en las primeras televisiones planas? Bueno, pues más o menos. Elplasma es considerado como el cuarto estado de la materia, junto al sólido, líquido o gaseoso,pero para hacernos una idea es más parecido al gaseoso, con la única diferencia de que losátomos que lo componen no están en equilibrio electromagnético sino que están cargadoseléctricamente. Es como un gas muy activo que reacciona ante cualquier perturbacióneléctrica, una especie de gas “juguetón”.

La fuente de luz de la estrella tiene origen en las reacciones nucleares de fusión. En lareacción típica, el Hidrógeno se fusiona para producir Helio y en su consecuencia sedesprende energía. Esta energía además de emitir luz hace que la estrella esté en equilibriohidrostático, es decir, crea una fuerza “hacia afuera” que compensa la fuerza “hacia adentro”que origina la gravedad de la propia estrella. Siempre hay un enfrentamiento entre estas dosfuerzas, y más adelante veremos lo que ocurre cuando alguna de las dos pierde el pulso.

Ya tenemos nuestra estrella típica: una bola de Hidrógeno ardiendo en equilibrio. Quienlo hubiese dicho.

1. EL ESPACIO INTERESTELAR Y LAS NEBULOSAS ESTELARES. ELPRINCIPIO DEL PRINCIPIO.

Todo tiene un comienzo, y las estrellas no son una excepción.

Las estrellas se forman a partir de la materia contenida en el Medio interestelar.

El Medio Interestelar se sitúa en las zonas libres del espacio existentes entre las estrellasde una galaxia y está compuesto de gas, polvo y plasma. Supone por ejemplo, un 10% de lamasa de nuestra galaxia, de ahí su importancia a pesar de ser prácticamente imperceptible yde que la densidad de la materia que contiene es ínfima. Podemos decir que el mediointerestelar es lo que hay, donde aparentemente no hay nada.

Densidades en la Tierra y en el Medio Interestelar

Entorno Numero de moléculas por cm3

Medio Interestelar Entre 1 y 10Aire terrestre 10.000.000.000.000.000.000 (10 trillones)

Si prácticamente es una “nada”, ¿Cómo sabemos que existe?

Pues por métodos indirectos. Uno de ellos es el estudio de la luz de las estrellas quese mueven a través de dichas zonas de gas y polvo. Esta luz presenta un enrojecimiento muyapreciable, debido a la interferencia con las partículas de polvo presentes en el mismo MedioInterestelar. Las estrellas que lo atraviesan se “ruborizan” por así decirlo, y de esta manerapodemos detectarlo.

Sin embargo, hay una prueba directa y espectacular de la existencia del MedioInterestelar: las nebulosas de emisión. Son visibles porque los gases que las componen, másdensos, emiten luz al recibir radiación ultravioleta de otras estrellas. Es un proceso similar alque hace brillar un fluorescente o al que produce una aurora boreal.

Estrella Gamma Cisne y Nebulosa de emisión IC 1318. Jesús Peláez, Asociación Astronómica de Burgos.

El Medio interestelar tampoco es uniforme, sino que en determinadas zonas tienedistintas densidades, constituyendo las llamadas nubes moleculares gigantes (NMG). Songigantes porque pueden medir centenares de años-luz (y un año luz son ¡¡9,46 billones deKm!!) Además, las vistosas nebulosas de emisión forman parte de ellas. Pero sigamos yendode menos a más:

En estas Nubes Moleculares Gigantes se localizan las llamadas nebulosas oscuras. Estasson todavía más densas por su gran concentración de polvo, lo que a su vez las hace muyfrías y opacas a la luz. Uno de los más bellos ejemplos de estas estructuras es la nebulosacabeza de caballo, en Orión (IC 434).

Nebulosa de emisión IC 434 en Orión. Se observa por contraste la nebulosa oscura Cabeza de Caballo.

Otro ejemplo de estas formaciones son los llamados Glóbulos de Bok, que suelen darlugar a la formación de sistemas estelares dobles o múltiples

Glóbulos de Bok en la región HII IC2944 . NASA.

Lo que hace especiales a nebulosas oscuras y glóbulos de Bok es que son la auténtica cunade estrellas.

Hay varias razones para que esto sea así. En primer lugar al ser las zonas más densasdel medio interestelar, son las más adecuadas para que la gravedad actúe, colapsando lamateria que contienen. En segundo lugar, al ser tan fríos los gases, se evita su expansión, conlo cual se ve nuevamente favorecida la gravedad en su labor de compactar la materia. Porúltimo, abundan en su cercanía las estrellas azules (más jóvenes) lo que nos da una pistaacerca de la transformación que han sufrido los anteriores grumos más densos de la nebulosaoscura.

2. COLAPSO DE LAS NEBULOSAS Y FORMACION ESTELAR. DE LAOSCURIDAD SE HIZO LA LUZ.

Aunque no hay un consenso absoluto entre los astrofísicos acerca de los mecanismosque actúan en esta fase inicial del colapso de las nebulosas, en las últimas décadas se haobtenido una imagen bastante aproximada.

Todo comienza con una perturbación que sufre la nebulosa, de tal manera que lagravedad gana terreno sobre la presión de los gases y el material comienza a concentrarse.¿Qué origina esa perturbación? Puede ocurrir por el paso de otra estrella por su cercanía obien por el efecto de una explosión estelar o supernova.

Pero en todo caso, para que la perturbación cause ese efecto de contracción, la nebulosadebe contener una masa mínima, conocida como masa de Jeans, por debajo de la cual, pormuy fuerte que sea la alteración no se producirá un colapso gravitatorio, sino más bien unaoscilación de los elementos de la nube seguida de un rebote. Los otros dos factores queinfluyen en esta fase inicial son la densidad de la nube y su temperatura. Así, cuanto más fríay densa sea la nebulosa, mayores porciones de gas y polvo llegarán a condensarse para crearprotoestrellas.

Durante el colapso podemos distinguir tres fases:

a) Colapso Isotérmico.- Al principio la nube se hace más densa sin calentarse debido aque el calor generado por la contracción escapa al espacio. Al aumentar la densidadsin que lo haga la temperatura, se produce un fenómeno conocido comofragmentación, por el cual la nube en contracción deja de ser uniforme y se originan“grumos”. Esos grumos serán las futuras estrellas y sus sistemas planetariosasociados.

b) Colapso Adiabático.- Cuando la densidad de la nube y sus grumos ha crecido losuficiente, el calor ya no escapa y va quedándose atrapado. El término adiabáticohace referencia a esto mismo: proceso del cual no escapa el calor. Ya no se creanmás grumos.

c) Colapso de los fragmentos.- Cuando el fragmento ya ha alcanzado una gran densidad,hay un equilibrio hidrostático entre la fuerza de la gravedad y la presión térmica.Estamos ante una Protoestrella.

Fase de colapso protoestelar. Ilustración del autor.

3. HA NACIDO UNA (PROTO) ESTRELLA

Una protoestrella ya puede ser considerada como un sistema astrofísico independiente de lanube de la que se ha formado. Veamos sus características:

a) Estructura y Tamaño.- Es una gigantesca esfera de gas de un tamaño decenas ocentenares de veces el de nuestro Sol.

b) Temperatura.- En torno a los 2.000 o 3.000 K,(usaremos los grados Kelvin cuyo ceroes -273 ºC, así que para las temperaturas de las que vamos a hablar podemosequipararlos con los grados centígrados). Estas temperaturas son todavíainsuficientes para producir las reacciones nucleares de fusión propias de una estrellaya formada.

c) Luminosidad.- Dado que la luminosidad varía en función del tamaño, lasprotoestrellas emiten cientos de veces más luz que el Sol pero en la región infrarrojadel espectro. Esto es debido al polvo proveniente de la nebulosa oscura que las formóy que ahora las rodea y las oculta.

Región de la nebulosa de Orión fotografiada en el infrarrojo (derecha) donde se aprecian protoestrellas.

Telescopio Espacial Hubble. NASA

d) Fuente de energía.- Sobre la superficie de estos cuerpos “cae” continuamente materiadel entorno. La energía del movimiento de caída se convierte en calor de tal maneraque paulatinamente va aumentando la masa y la temperatura, no linealmente, sinomás bien “a golpes”. Es la última fase en toda la vida de una estrella en la que ganamateria. A partir de ahora, la perderá.

4. ANTES DE COMENZAR LA EVOLUCION. FASE DE PRESECUENCIAPRINCIPAL. LOS ULTIMOS MILLONES DE AÑOS DE EMBARAZO.

Paulatinamente la temperatura de la protoestrella va aumentando debido a estaganancia de masa, lo cual da entrada al comienzo de las reacciones nucleares en su interior.Al alcanzar un millón de grados de temperatura se inicia la fusión de los núcleos de Deuterio(Hidrógeno 2) en Helio. La estrella se “enciende”.

Otro fenómeno que ocurre en esta etapa es la formación de un disco circumestelar porparte de los materiales que no cayeron a la protoestrella y que ahora giran en torno a ella. Loimportante de este disco es que las concentraciones de material que en él se localizan puedendar lugar a la formación de planetas.

Aunque en esta fase la joven estrella puede dar una imagen de quietud y ciertaestabilidad, lo cierto es que sufre violentos vientos solares y fugas de materia que escapan achorro por sus polos, debido probablemente a salvajes fuerzas magnéticas. El prototipo deuna estrella en esta fase lo constituye la estrella T Tauri, en la constelación de Tauro.

¿Pero cuándo podemos hablar de una estrella propiamente dicha?

Cuando tras el continuo colapso de material y el consiguiente incremento detemperatura, esta llega a unas magnitudes del orden de los diez millones de grados. Es entoncescuando el Hidrógeno-1 inicia un proceso de fusión para convertirse en Helio bien sea a travésdel ciclo protón-protón o bien del ciclo Carbono-Oxígeno.

5. LA MASA DE LAS ESTRELLAS. EL TAMAÑO SI IMPORTA.

La idea predominante entre la comunidad científica es que la masa de una estrella quedaconfigurada en la fase de fragmentación, es decir, cuando la nube deja de ser uniforme yaparecen irregularidades o “grumos” que al final se van haciendo mas densos.

Pero la masa de las estrellas no puede ser arbitraria. Existen unos límites.

El límite inferior es del orden de 0,08 masas solares (Ms) o lo que es equivalente a unas30 veces la masa de Júpiter. Por debajo de esa cantidad no se producen las reacciones defusión del Hidrógeno-1, lo cual no quiere decir que no existan cuerpos cuya masa sea inferior:son las llamadas enanas marrones. Estos cuerpos a pesar de poder ser considerados comoestrellas “fallidas” emiten cierta radiación, sobre todo en el infrarrojo y en ocasionesaparecen en sistemas dobles o múltiples. Hablaremos de ellas más adelante.

El límite superior viene determinado por los datos que nos proporciona la observación.Se encuentra entre 100-120 Ms. ¿Por qué no encontramos estrellas más masivas? Un primerfactor es el tamaño de la nube primigenia. Un segundo factor es que estrellas mas masivasimplican un periodo muy corto de vida y aún habiéndose formado en alguna ocasión, nohan llegado a nuestros días. Si imaginamos, por ejemplo una estrella de 500 Ms, sudescomunal luminosidad haría que su propia luz lanzase al exterior enormes cantidades demasa, haciéndola desaparecer en un breve (astronómicamente hablando) lapso de tiempo.

6. CICLO EVOLUTIVO: LA SECUENCIA PRINCIPAL. EL CAMINO DE LAVIDA.

Las estrellas, una vez que comienzan a quemar Hidrógeno, siguen un ciclo evolutivotípico representado en el diagrama Hertzsprung-Rusell o diagrama H-R. En él, se pone enrelación su luminosidad y temperatura. Vemos que hay una secuencia evolutiva típicade la cual se apartan las estrellas o muy grandes (supergigantes) o muy pequeñas(enanas).

Diagrama Hertzsprung-Rusell. Revista Astronomy

El tamaño de la estrella, aquí representado por el volumen de la esfera, es de sumaimportancia, ya que determina el tiempo que esta puede permanecer dentro de la secuenciaprincipal y por tanto cuán larga va a ser la etapa de “madurez” del astro. Cuanto mayor esla masa, menor es la vida de la estrella ya que esta se consume con más rapidez. Nuestro Soltiene una vida estimada de 10.000 millones de años, de los que ya ha consumido la mitad.Sin embargo una estrella como Spica en la Constelación de Virgo, cuya masa es de unas 15veces la del Sol, solo brillará durante 11 millones de años.

Otra particularidad del diagrama H-R es que nos permite saber si una estrella es joveno vieja fijándonos en su color. De izquierda a derecha, el color de las estrellas varía del blancoal rojo, pasando por azul y amarillo. La luz más blanca o blanco-azulada nos indica juventuden una estrella, y de hecho podemos afirmar que tal estrella no tiene más edad que nuestrosantepasados biológicos más remotos, así que su luz nos acompaña desde hace relativamentepoco. Sin embargo, los tonos más rojizos son señal de madurez o vejez, puesto que unaestrella así, ya no está quemando hidrógeno como combustible principal. Es una estrella quese agota, aunque esa agonía puede durar miles de millones de años.

Vamos a ver las distintas líneas evolutivas en función de la masa, temperatura yluminosidad y las llevaremos a un gráfico que denominaremos “La pizarra de la evoluciónestelar”

Cuadro general de la formación y evolución estelar. Ilustración del autor.

6.1 Las enanas marrones. La estrella que no pudo ser.

Al definir el límite inferior de la masa de una estrella, lo fijábamos en 0,08 Ms. Por debajode este límite existen las llamadas enanas marrones. Para medir su masa con más precisiónusaremos de referencia la masa del planeta Júpiter. Estas estrellas oscilan entre las 13 y las 65Masas de Júpiter. Por debajo de estas 13 masas jovianas, estamos ante planetas gaseosossupermasivos y por encima de las 65 MJ ante estrellas de la secuencia principal. En estasestrellas se producen ciertas reacciones nucleares como la fusión del deuterio (hidrógeno-2) ydel tritio (hidrógeno-3) con lo cual radian calor por convección y emiten luz infrarroja.

A pesar de ello son muy difíciles de detectar y uno de los métodos empleados es labúsqueda de litio en el análisis espectroscópico de la luz que emiten. La presencia de litiorevela la ausencia de reacciones nucleares de fusión del hidrógeno, en las cuales el litiodesaparecería.

Un ejemplo de este tipo de estrella es Gliese 229b que se encuentra a unos 18 años-luz en la constelación de Lepus, orbitando en torno a una compañera enana roja.

6.2 Las enanas rojas. Las incansables.

De entre 0,08 y 0,8 masas solares, las enanas rojas suponen el 70% de las estrellas deluniverso. Con tan escasa masa (40% de la masa del Sol), su luminosidad alcanza como muchoel 10% de la de nuestro astro. Generan su energía por la fusión del Hidrógeno en Helio a travésdel ciclo protón-protón, mediante el cual dos átomos de Hidrógeno se fusionan para formar unode Helio, desprendiendo energía en el proceso. Esta energía se transporta por convección y nopor radiación, ya que la enana roja es muy opaca.

El hidrógeno se consume tan lentamente que muchas de estas estrellas puedenpermanecer en la secuencia principal más tiempo del que actualmente tiene el universo (unos14.000 millones de años).

Masa y duración de una enana roja

Masa (Masas Solares) Vida de la estrella0,8 200.000 millones de años0,25 (Enana azúl) 1 billon de años0,08 12 billones de años

Por debajo de 0,25 Ms, la enana roja se convertiría en una enana azul, aumentando sutemperatura y su luminosidad pero no su tamaño. Esta estrella es más bien una estrellahipotética, ya que el universo no es lo suficientemente viejo para que se haya originadotodavía. Para una estrella de 0,16 masas solares (el caso de la cercana Estrella de Barnard, a 6años-luz), se calcula que la fase de enana azul llegaría tras algo más de 2,5 billones de años en lasecuencia principal, y duraría alrededor de 5 mil millones de años.

Por cierto, no busquéis enanas rojas por muy clara que sea la noche. A pesar de que de lastreinta estrellas más cercanas a la Tierra, veinte son enanas rojas, ninguna es visible a simplevista.

Agotado ya completamente el hidrógeno, la enana azul o la enana roja morirán en formade enana blanca de helio. Es nuestro primer cadáver estelar. Vamos a hacerle la autopsia.

Las enanas blancas son el remanente que queda tras la compresión de la materia de unaestrella que ya no tiene combustible. En el caso de las enanas rojas se trata de un núcleo dehelio, cuyos electrones, sometidos a gran presión por la gravedad originan una especie demateria “degenerada” cuya compresión y densidad hace que la masa de una estrella como elSol esté contenida en una esfera de un volumen como la Tierra. Para que estos electrones“degenerados” puedan sostener la estrella con su presión, esta no puede superar la magnitudde 1,44 masas solares (una cifra sobre la que volveremos más adelante). La mayoría de lasenanas blancas se encuentran entre 0,5 y 0,7 masas solares. Sin embargo la más cercana a laTierra, Sirio B, tiene 0,98 masas solares y un tamaño similar al de nuestro planeta.

Recién formadas, las enanas blancas tienen temperaturas muy altas, pero se van enfriandopaulatinamente hasta que quedan en forma de enanas negras, pero una vez más, el universono es lo suficientemente viejo para que se hayan originado todavía.

Algunas de estas enanas blancas, más concretamente las de carbono y oxígeno, fruto dela muerte de estrellas más masivas como veremos más adelante, pueden tener unacompañera. Esta compañera puede verse afectada por la gravedad de la enana, que al robarlemateria, puede entrar en una fase de inestabilidad. Esta inestabilidad desemboca en uncalentamiento de la enana y en un comienzo de nuevas reacciones nucleares que al fin y a lapostre hacen explotar a la enana blanca en lo que se conoce como una supernova del tipo Ia.

Estrellas enanas. Comparativa con el Sol, la Tierra y Júpiter. Ilustración del autor.

6.3 Las estrellas amarillas. Bienvenidos al Sol.

El Sol se formó hace más o menos 4570 millones de años y se encuentra en la zonacentral del diagrama H-R con lo cual ni es muy joven ni muy viejo. Tampoco es muy livianoni muy masivo, recordemos que hay estrellas que le superan en masa unas 120 veces. Y nies muy frío ni muy caliente, con una temperatura superficial de unos 5700 K frente a los másde 50.000 K de algunas estrellas azules como por ejemplo 48 orionis. Vamos, una estrellamediocre, de brillo discreto, en la mitad de su vida. Nada para tirar cohetes.

Cada segundo, el Sol quema en su núcleo unas 700 toneladas de Hidrógeno paratransformarlas en cenizas de Helio y desprender energía por el proceso conocido comocadena “protón-protón”. La cantidad de materia que se transforma en energía en este cicloes de 5 millones de toneladas, que es lo que realmente “adelgaza” el Sol por segundo. Apesar de este consumo a priori demoledor, al Sol le quedan unos 5000 millones de años devida dentro de la secuencia principal y unos 7500 millones de años hasta agotarcompletamente su combustible.

En este ciclo de reacciones nucleares, el Sol mantiene un equilibrio entre su propiagravedad que tiende a que colapse sobre sí mismo y la presión hacia el exterior causada porradiación. El Sol, al igual que el resto de estrellas de la secuencia principal mantiene eseequilibrio mientras permanece en la misma.

Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo queéste ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener el colapso gravitacional.

Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente,nuevas capas de Hidrógeno sin procesar. Por este motivo las estrellas aumentansu luminosidad durante la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.

Cuando la estrella quema todo el Hidrógeno disponible en el núcleo, lo único quequeda en él es una enorme bola de Helio completamente inútil en lo que se refiere a laproducción de energía. Es entonces cuando busca más Hidrógeno a la desesperada y loencuentra aunque en menor medida, en las capas más externas que envuelven al núcleo. Alquemar el Hidrógeno de estas capas, la estrella se enfría y se hincha, sin variar apenas suluminosidad. Se mueve hacia la derecha en el diagrama H-R, o lo que es lo mismo, se tornamás voluminosa y más “roja”. El Sol se ha transformado en una gigante roja.

Pero ¿Cuánto se hinchará el Sol? Es probable que en esta fase su tamaño sea tandescomunal que haya engullido a Mercurio y Venus, quedando sus límites en las cercaníasde la Tierra, con lo cual todo tipo de vida en nuestro planeta habrá desaparecido. Pero queno cunda el pánico, recordemos que para que esto ocurra quedan 5000 millones de años.

El núcleo del Sol seguirá calentándose hasta que a unos 100 millones de grados K, seacapaz de fusionar el anteriormente inútil Helio, para formar Carbono y Oxígeno mientrasque en las capas exteriores sigue quemando todo el Hidrógeno que encuentra. La estrella haabandonado el ciclo protón-protón y estamos ante el proceso de fusión conocido como“triple alfa” donde el combustible es el Helio. Ahora la estrella se contrae, disminuye enbrillo, pero aumenta su temperatura, hasta que…agota todo el Helio del núcleo. ¿Y ahoraqué?

De nuevo a buscar gasolina a la desesperada, esta vez el poco Helio que queda en lascapas exteriores que envuelven al núcleo, que ahora es de Carbono y Oxígeno. A resultas deesta última etapa, la estrella se hincha hasta alcanzar el doble de tamaño que en la fase degigante roja, (así que llegados a este punto la Tierra habrá sido engullida) y expulsa toda lamateria hacia el exterior dando lugar a una nebulosa planetaria. Queda en el centro de lanebulosa el antiguo núcleo formando una minúscula y masiva estrella conocida como enanablanca de carbono y oxígeno. Es el segundo cadáver estelar que nos vamos a encontrar, yprobablemente el más vistoso. Pero no nos entretengamos mucho observando esta nebulosa,porque solo permanecerá durante unos 50.000 años, casi un abrir y cerrar de ojos,astronómicamente hablando.

Evolución de las estrellas de hasta 9 Masas Solares. Ilustración del autor.

Esta última fase, donde el ciclo triple alfa se detiene en la producción de Carbono yOxígeno y la estrella forma una nebulosa planetaria con enana blanca central, solo seproduce en las estrellas “livianas” es decir de menos de 9 masas solares. En las estrellas másmasivas, la evolución es distinta. Pero lo veremos enseguida.

Nebulosa Planetaria M27 “Dumbell nebula” en la constelación de Vulpecula. Jesús Peláez, AAB

6.4 Las estrellas gigantes azules. Grandes y efímeras.

Dentro de la secuencia principal, las estrellas del orden de 9 a 20 veces la masa del Solse posicionan en la parte izquierda del diagrama H-R. Son estrellas muy brillantes cuya luz,casi veinte mil veces más intensa que la del Sol, nos llega con un color blanco o blancoazulado. Al ser tan masivas, su vida es mucho más breve que la de las estrellas que hemosvisto hasta ahora, puesto que agotan mucho más rápidamente sus reservas de Hidrógeno.Nunca pasan de unas decenas o cientos de millones de años.

Al agotar el Hidrógeno, pasan a también quemar Helio con lo cual la estrella se mueverápidamente hacia la derecha del diagrama H-R, aumentando su volumen y disminuyendosu temperatura hasta unos 6000 K. Estamos ante una supergigante amarilla. Esta fase duramuy poco y son escasas las estrellas de este tipo, pero hay una estrella en esta fase que todosconocemos: Alfa Ursa Minor: La estrella polar.

A diferencia de las estrellas vistas hasta ahora, estas gigantes no se detienen trastransformar el Helio en Carbono y Oxígeno sino que gracias a su mayor masa, su núcleopuede alcanzar las temperaturas necesarias para seguir fusionando elementos cada vez máspesados. La estrella se enfría aún más y se hincha para formar la categoría estelar másvoluminosa que se conoce: una supergigante roja.

Este monstruo, puede medir varias unidades astronómicas (1 UA es la distancia quesepara la Tierra del Sol, aprox. 150 millones de Km), aunque su densidad no es comparablea la de una estrella azul. Un ejemplo típico de este tipo estelar es Betelgeuse (Alfa Orionis)de unas 20 masas solares y cuyo tamaño llegaría hasta la órbita de Marte. Pero si buscamosa las estrellas más grandes del universo tenemos que hacer mención a las pocas estrellascatalogadas como hipergigantes. Tal es el caso del astro más grande conocido, descubierto en

1965 y denominado NML Cygni, en la estival constelación del Cisne. Tiene unas 40 masassolares pero su radio es unas 1650 veces el del Sol, de tal manera que si lo sustituyésemospor esta hipergigante roja, se comería nuestro sistema solar hasta llegar a Urano.

Las temperaturas de una supergigante roja en su zona externa rondan los 3000 o 4000K, mientras que su núcleo arde por encima de los 600 millones de grados K. En esteinimaginable infierno central, se sigue quemando Carbono y Oxígeno para dar lugar a Neón,luego Magnesio, después Silicio…y así hasta llegar al Hierro y el Níquel. Estos elementos noson susceptibles de formar parte de ninguna reacción de fusión nuclear para producir energía,sino que requieren energía para poder fusionarse. ¿Entonces qué?

Hagamos una radiografía a nuestra supergigante roja. La estrella ha quedadoconfigurada en capas, con los elementos más ligeros en las zonas exteriores y los más pesadosal interior. Es como una “cebolla” estelar. El núcleo de hierro y el resto de capas puedenmantenerse firmes frente a la gravedad hasta que dicho núcleo se hace lo suficientementepesado para no poder aguantarse sobre sí mismo. En 1930 el físico indio SubrahmanyanChandrasekhar, estudiando este proceso con sólo 19 años de edad, fijó este límite del núcleode hierro en 1,44 masas solares. Alcanzada esta magnitud, ocurre el fenómeno másturbulento y desgarrador del que tiene noticia el ser humano: la explosión estelar conocidacomo supernova.

Después de millones de años de vida, el límite de Chandrasekhar se alcanza en unospocos días. El núcleo se calienta hasta la desorbitante cifra de 3.000 millones de grados K yse contrae tan rápido que deja una especie de espacio vacío entre él y las capas exteriores.Estas se precipitan sobre el núcleo en un bombardeo en caída libre. A resultas de estebombardeo a tan altas temperaturas, los protones de los átomos de las capas externas sefusionan con los electrones del núcleo originando neutrones y neutrinos.

Los neutrones, una vez despojados de protones y electrones, constituyen una forma demateria degenerada e hiperdensa de la que puede derivar un cadáver estelar conocido comoestrella de neutrones, de la cual hablaremos más adelante. Pero los neutrinos, lo que van aocasionar es una increíble onda de choque denominada neutrinosfera que sale al encuentrode las capas externas de materia que siguen cayendo en un desplome incesante. Por unosmecanismos que todavía no han sido comprendidos completamente por los astrofísicos, seproduce una formidable explosión cuya onda de choque solo tarda unas horas en llegar a lasuperficie de la estrella.

En ese momento se libera una cantidad colosal de energía en un flujo de neutrinos deunos diez segundos y el brillo de la supernova puede superar al de una galaxia entera a pesarde que la luz que vemos solo supone un 1% de la energía total emitida.

Estas explosiones estelares ocasionan la producción de los elementos químicos máspesados que el hierro, hasta completar la tabla periódica de los elementos que estudiamos enla escuela. Por consiguiente, tanto el oxígeno que respiramos, como el calcio de nuestroshuesos, o el hierro de nuestra sangre, se han creado en el corazón de una estrella o aconsecuencia de su explosión final.

Somos hijos de las estrellas.

6.5 Las supergigantes azules. Colosos con pies de barro.

Hasta ahora hemos visto como es el devenir de cerca del 95% de las estrellas, cuyaformación parte de nubes de gas y polvo que dan origen a astros de entre 0,8 y 9 masas solaresla mayoría de las veces y con menor frecuencia a otras de hasta 20 masas solares. Sinembargo, en ocasiones esas nebulosas pueden concentrar cantidades ingentes de material ydan origen a estrellas muy grandes y pesadas cuyas masas pueden llegar a las 80-100 masassolares.

Estas estrellas nacen gigantes y por tanto como ya podemos deducir a estas alturas, seposicionan en la parte izquierda del diagrama H-R y son de muy corta vida pero de granluminosidad y elevadísimas temperaturas. Además, siempre estarán fuera del camino típicode evolución que denominábamos secuencia principal.

Hemos de distinguir dos tipos de cara a su evolución: aquellas que oscilan entre 20-45masas solares y las que superan las 45 masas solares.

a) Supergigantes azules de 20-45 Masas Solares.- Son similares a las gigantes azules quevimos anteriormente solo que su periodo vital se reduce drásticamente. Solamentepermanecen entre uno y unos pocos millones de años hasta desplazarse a laderecha del diagrama HR e ir pasando sucesivamente por las fases de supergigante

Evolución de las estrellas masivas (mayores de 9 masas solares). Ilustración del autor

amarilla y roja. Ejemplo de esta categoría es Rígel en la constelación de Orión conunas 20 masas solares y una temperatura de 12.000 K.

b) Supergigantes azules de más de 45 masas solares.- En ellas la evolución anteriormentedescrita sufre un cambio. Al ser tan masivas, su vida es tan turbulenta que nopueden dar lugar a una supergigante roja puesto que pierden ingentes cantidadesde materia mientras permanecen como supergigantes azules. ¿Cómo puede ocurriralgo así? La respuesta está en la propia luminosidad de la estrella. Hemosmencionado en varias ocasiones que las estrellas están en equilibrio hidrostáticoentre la gravedad que tiende a colapsarlas y la presión de la radiación que tiende aexpandirlas. Al hablar de las supernovas vemos que en un momento dado, lagravedad gana la batalla. Bien, pues ahora es la presión de la radiación la que va avencer.

La luminosidad que puede atravesar una capa de gas en equilibrio, suponiendosimetría esférica es limitada (recordemos que las estrellas son “bolas de gas”).Pero, esto ¿qué significa? Pues sencillamente que a partir de cierta masa, la estrellase desequilibra y se descompone a si misma porque la luz que emite la desgarra,expulsando materia a jirones. La presión por radiación gana el pulso y la estrellase muere de puro brillante. Esto sí que es morir de glamour.

¿Dónde está ese límite de tamaño? El astrofísico británico Arthur Eddington en1926 lo calculó en 120 Masas solares. La mayoría de las supergigantes azulesconocidas no sobrepasan el límite de Eddington. Pero…

Tras el lanzamiento del Telescopio espacial Hubble y la inauguración del VeryLarge Telescope en Chile, los datos combinados de ambos instrumentosofrecieron una sorpresa al estudiar el cumulo estelar “30 Doradus” más conocidocomo nebulosa de la Tarántula, en la gran nube de Magallanes. En él, la estrellacatalogada como R136a1 presenta una luminosidad 8.700.000 veces la del Sol conuna masa estimada en unas ¡265! masas solares. Probablemente estemos ante unaestrella ya en desequilibrio que habiendo nacido con cerca de 320 masas solareshaya adelgazado hasta su estado actual en unos pocos cientos de miles de años.Sin embargo otros astrónomos opinan que hay que dar por hecho la existencia deestrellas de entre 150-300 masas solares. Permanezcamos atentos, tal vez todavíano haya aparecido el Moby Dick estelar…

Nebulosa de la Tarántula, NGC 2070 en la Gran Nube de Magallanes. Telescopio espacial Hubble.

En ella se encuentra R1361a, la estrella más masiva y luminosa conocida. NASA

¿Cómo evolucionan estas supergigantes azules? Si piensas que de un modo pocopacífico, has acertado. Pasan por dos fases: Estrella Variable Luminosa azul y Estrella deWolf-Rayet.

a) Estrella Variable Luminosa azul (VLA).- Nuestra supergigante azul ahora inicia unperiodo de vida agónico y violento. Ya sabemos que se desgarra emitiendo chorrosde materia por la presión de la luminosidad, pero no lo va a hacer de una formaconstante y continua sino que va experimentar repentinas erupciones que van ahacer que su brillo oscile en escalas de años. Vamos a cerrar los ojos e imaginarnosun geiser astrofísico, emitiendo chorros de gas azul tan poderosos que a veces sepueden confundir con explosiones de supernova. Van acompañados de enormesvientos provocados por la presión de radiación que arrastran gases en remolinos quese curvan formando tirabuzones de plasma antes de perderse en el vacío…Bienvenidos a Eta Carinae.

La VLA más conocida es Eta Carinae, en la constelación de Carinae (la quilla), enel hemisferio Sur.

Eta Carinae solo tiene unos dos millones de años, pero ya se está muriendo, dadoque con cerca de 110 masas solares ha entrado en su fase final. A pesar de ello,brilla unas cuatro millones de veces más que el Sol. Fue catalogada por vez primeraen 1677 por Edmund Halley (si, el del cometa) y desde entonces ha tenido tantasvariaciones de luminosidad que en 1843 era la segunda estrella más brillante delcielo por detrás de Sirio, pero en 1920 era visible sólo con telescopio. En 1843, unagran explosión creó la nebulosa del Homúnculo, asociada a la estrella. Se estimaque en esta explosión se expulsó materia equivalente a unas 30 masas solares.

Estrella Eta Carinae y nebulosa del Homúnculo causada por la erupción de 1843. Telescopio Hubble NASA

b) Estrella de Wolf-Rayet.- Son muy infrecuentes y apenas se han detectado unas 200en toda la vía láctea. Su luz se emite principalmente en el ultravioleta y lo que lescaracteriza es el viento. Al haber perdido ingentes cantidades de materia por presiónde radiación, las estrellas W-R acaban por dejar al descubierto su núcleo, formado

por elementos más pesados como Carbono y Oxígeno. La estrella ahora oscila entrelas 22 y las 37 masas solares, el resto se ha perdido. Su temperatura disminuye peroel viento sigue actuando y arrancando materia a un ritmo increíble, ya que le puedehacer perder una masa solar en menos de mil años. Al final pueden terminar comouna supernova o como un brote de rayos gamma.

En la constelación de Canis major, no muy lejos de Sirio, tenemos una Wolf-Rayetque con sus huracanes estelares y cañonazos de rayos X ha modelado nada más ynada menos que… el casco de Thor. En efecto, la estrella HD56925 ha esculpidouna burbuja alada con la forma del casco del dios nórdico, gastando para ello lanada despreciable cifra de 20 masas solares de gas y plasma. Ahora solo nos quedabuscar el Valhalla…

NGC 2359, nebulosa de emisión “El casco de Thor”, asociada a la estrella WR 7 (HD56925) en Canis Major.Telescopio Hubble. NASA.

7. MUERTE DE LAS ESTRELLAS. LOS REMANENTES ESTELARES.EXTRAÑOS CADAVERES.

Ya hemos visto unos cuantos cadáveres estelares, e incluso hemos hecho algunaautopsia…

Hemos hablado de enanas blancas de helio. También de enanas blancas de carbono y oxígeno,que pueden reactivarse robando materia de una compañera y morir en una explosión desupernova tipo 1a. Hemos visto las espectaculares nebulosas planetarias con su enana blancacentral. Y por supuesto, hemos visto morir a las estrellas más masivas en inimaginablesexplosiones llamadas supernovas.

Vamos a buscar los últimos y más inquietantes cadáveres, que son precisamente los quenos dejan tras de sí las supernovas. Entremos en la morgue, hay sorpresas aseguradas:

7.1 Las estrellas de neutrones.- Al hablar de las supergigantes rojas y las supernovas, vimosque hay un momento crítico, que es cuando el núcleo alcanza el límite de Chandrasekhar(1,44 masas solares). Los procesos que se desencadenan acaban en una explosión titánica ala que sobrevive el viejo núcleo estelar. Pero ahora es algo muy distinto. Recordemos que lamateria está formada por átomos que constan de un núcleo de protones (con carga positiva)y neutrones (sin carga) alrededor del cual orbitan los electrones (con carga negativa).

En estas estrellas, los protones y los electrones se han comprimido tanto que se hananiquilado, dando lugar a neutrones. Salvo una pequeña corteza de hierro de 1,5 km deespesor, toda esta estrella está formada por una pulpa de neutrones. Si las enanas blancaseran densas y masivas, prepárate, porque en una estrella de neutrones de unos 19 km dediámetro se puede guardar 1,5 veces la masa del Sol. Si pudiésemos llenar un dedal de esasopa de neutrones, nos pesaría cerca de 100.000.000 de toneladas.

Además de densas son muy calientes, porque guardan la temperatura del núcleo antes de laexplosión, es decir unos 3.000 millones de grados K.

Hay dos variedades interesantes de estrellas de neutrones: los púlsares y los magnetares.

Los púlsares (del inglés pulsating star) son estrellas de neutrones que emiten pulsos deradiación electromagnética a intervalos regulares y en relación a la rotación del objeto. Hayestrellas de neutrones que giran como locas, de tal manera que un punto en su superficie sedesplaza a 70.000 kms por segundo, casi ¼ de la velocidad de la luz. Solo su inmensa fuerzade gravedad impide que se despedacen a esas velocidades. En los polos de la estrella seproduce la actividad más intensa, de tal manera que de ellos surgen unos chorros de radiaciónen forma de rayos X, gamma u ondas de radio. A veces esos polos están desplazados respectoal eje de rotación, y por tanto cuando uno de estos púlsares apunta a la Tierra, recibimos laradiación a intervalos exactos y constantes. Eso es lo que ocurrió cuando en 1967 se detectóel primer Púlsar, que emitía ondas de radio cada 1,337 segundos exactos, razón por la cualsus descubridores pensaron que era una fuente de comunicación de algún tipo de inteligenciay la bautizaron como LGM (little green men, u hombrecillos verdes).

Corte de una estrella de neutrones. Ilustración del autor

Un magnetar es una estrella de neutrones de intensísimo campo magnético que emiterelámpagos de radiación muy breves, pero descomunales, en forma de rayos x y rayosgamma. Un magnetar rota más despacio que un pulsar y su gran campo magnético es capazde atraer materia de los alrededores, pero con el tiempo decrece en intensidad debido a lasexplosiones electromagnéticas que sufre y en las cuales pierde energía. Así, tras unos 10.000años, ese campo magnético se ve sensiblemente reducido. El 27 de Diciembre de 2004, elMagnetar SGR 1806-20 situado (por fortuna) a 50.000 años luz, emitió una explosión derayos gamma tan intensa que hubiese acabado con la vida en la Tierra de haberse producidoa tan solo 10 años luz, porque hubiese fulminado la capa de ozono al recibir en un segundola radiación equivalente a la emitida por el Sol en 250.000 años.

Las estrellas de neutrones son cuerpos fantásticos y poco conocidos, pero lo cierto es quepueden rebasar el límite de Chandrasekhar, llegando a alcanzar las tres masas solares. Hastaese límite, la presión de degeneración de los neutrones impide a la incansable gravedadcolapsar aún más y más la materia y la estrella está en equilibrio. Pero una bola de neutronesque supere las tres masas solares no resiste a la gravedad, y entonces se forma algo de lo másextraño que nos puede ofrecer el universo: un agujero negro.

7.2 Los agujeros negros.- Son quizá los objetos astronómicos más desconcertantes y difícilesde entender, pero a su vez están dentro de la cultura popular al haber sido incorporados a lamisma por la televisión y el cine. Pero para hablar de ellos e intentar comprenderlos bien mevoy a meter en camisas de once varas hablando de la relatividad general y del espacio-tiempo.Voy a tratar de explicarme con analogías y ejemplos fáciles, que ya advierto que surfeanpeligrosamente sobre los conceptos científicos puros, con lo cual pido desde ahora mismocomprensión y disculpas a los lectores más exigentes.

Albert Einstein, el mayor genio científico del siglo XX y uno de los mayores de todos lostiempos cambió la forma en que vemos el espacio y lo asoció a una magnitud que parecelineal e invariable: el paso del tiempo. La clave es la velocidad. En efecto, el espacio

Pulsar de la Nebulosa del cangrejo, M1. Telescopio Hubble. NASA

tridimensional, donde podemos definir un punto con tres coordenadas se “relativiza” enfunción de la velocidad a la que nos movamos. Lo siento, ya sé que no se entiende. Perovamos con un ejemplo. Juan está en Burgos y su novia Ana en Madrid. La distancia entreBurgos y Madrid es de unos 240 km. Decimos entonces que Juan está a 240 km de Ana.Puede parecer una magnitud absoluta, y vista así lo es, pero, ¿y si lo medimos en función dela velocidad? Ah, entonces diremos que Juan está a dos días de Ana si va andando (5 km/h),o a dos horas (120 km/h), si va en coche. Pero lo que está claro es que el tiempo que mide elreloj de Juan (en movimiento) y el de Ana (en reposo) será siempre lo mismo, dos días o doshoras. ¿Seguro?

Ahora llega Einstein y nos grita como en el famoso anuncio: ¡Eeerroooor! ¿Pero que diceeste hombre?, ¿Cómo es posible? Para la experiencia cotidiana, en la cual nos movemos a“bajas” velocidades (en relación a la velocidad de la luz), los relojes al parecer marcan unpaso del tiempo lineal e invariable. Pero si nos movemos a altas velocidades, al igual que elespacio se “relativizaba” en función de la velocidad, también lo hace el tiempo.

Ahora supongamos que es Juan quien decide viajar al planeta Flower, distante 10 años luz dela Tierra, para recoger allí la variedad de orquídea galáctica más exótica del universo yregalársela a Ana, que se queda en la Tierra. Para ello Juan dispone de una versión tuneaday full equipe del Halcón Milenario, que es capaz de desarrollar una velocidad de crucero del87% de la velocidad de la luz. Aplicando los efectos relativísticos de dilatación del tiempo,el viaje de ida y vuelta para Juan habrá durado 11,55 años (5,77 de ida y 5,77 de vuelta,porque el espacio también se “contrae”, pero no entro en ello para no volvernos más locos),y sin embargo al llegar con su ramo de orquídeas, se encuentra que Ana ha envejecido 23,1años (pero sigue siendo una madurita interesante).

Tenemos que cambiar nuestra percepción más intuitiva y pensar que espacio y tiempo vanasociados en una simbiosis inseparable, de tal manera que el tejido espacial donde nossituamos tanto planetas, estrellas y galaxias, como seres humanos, alberga cuatrodimensiones, y puede contraerse y dilatarse de tal manera que las distancias y el paso deltiempo son relativos.

Una causa que dilata ese espacio-tiempo es la velocidad. La otra es la gravedad, y aquí entrade nuevo en juego nuestro agujero negro.

Vamos a imaginar el espaciotiempo como un tejido rectangular (una sábana por ejemplo)que sostenemos en tensión de sus cuatro esquinas. Es en esa sábana donde se depositan,estrellas, planetas, galaxias y cualquier cosa que tenga masa. Si depositamos algo con pocamasa, la sábana ni lo nota y no sufre ninguna deformación. Pero si depositamos algo muypesado, por ejemplo el planeta Tierra la sábana se curva en torno al objeto. Ya hemosdeformado el espaciotiempo, creando un campo de atracción gravitacional por la propiacurvatura generada. En efecto, esa es la misma atracción gravitacional que hace, porejemplo, que la Luna orbite en torno a nuestro planeta. La gravedad no es más que unamanifestación de la curvatura espaciotemporal.

Ahora en vez de la Tierra pongamos algo más masivo, como el Sol, la curva será mayor.Luego una enana blanca, el espaciotiempo se ha deformado más aún y también la atraccióngravitatoria es mucho más intensa. Cambiemos la enana blanca por una estrella de neutronesde tres masas solares encerrada en una esfera de 23 km de diámetro. ¿Qué tenemos? Unacurva pronunciadísima y una atracción gravitacional que hace que cualquier material quepase por su cercanía se precipite en caída libre hacia la estrella.

¿Y si se superan las tres masas solares? Pues ese tejido espacio temporal presentará unacurvatura de deformación infinita, con lo cual podemos decir que se “rasga” creando unpunto (singularidad) cuya atracción gravitatoria es tan intensa que ni la luz que pasa por sucercanía (horizonte de los sucesos) puede escapar y queda engullida por él. Un agujero negro.

La tierra curvando el espacio-tiempo por gravedad. Wikipedia.

Curvatura espaciotemporal causada por una singularidad (agujero negro). Wikipedia

Según lo dicho hasta ahora podemos imaginar lo extraña que debe ser la física en lascercanías de un agujero negro. El tiempo transcurriría más despacio para un observadorexterno y los movimientos de un astronauta situado en esta zona aparecerían comocongelados en el tiempo para ese mismo observador exterior. Más allá y por simplificarpodemos decir, que rebasado ese horizonte de sucesos, que es como la frontera o el punto deno retorno del agujero, toda materia caería irremisiblemente hacia dentro, estirándose comoun fideo.

Detectamos los agujeros negros, no porque se vean como un vacío “negro” contra un fondode estrellas sino por los efectos asociados a sus violentas capturas de materia. El primero deellos, conocido como Cygnus X1 es una fuente de rayos X originada por el calentamiento dela materia que cae en un chorro incesante hacia el agujero proveniente de una estrellacercana. En muchos centros de galaxias se han detectado por estos métodos indirectosagujeros negros supermasivos, y las teorías apuntan a que son un proceso natural en eldevenir de una galaxia.

Un agujero negro puede ser tan pequeño como una esfera de unos 24 km y contener sólo tresmasas solares. Tal es el caso de J1650 en la constelación de Ara (el altar). Pero puede ser tangrande como OJ 287 en la constelación de Cáncer, que tiene nada más y nada menos que lamasa de… (agárrate) 18.000.000.000 de soles (si, dieciocho mil millones)

Ilustración artística que recrea un agujero negro atrayendo material de una estrella cercana. El material se calientay emite rayos X que nos permiten detectar el agujero. NASA

EPILOGO

Hemos acabado nuestro periplo por la vida de las estrellas. Comenzamos en una zonatan vacía como el medio interestelar con apenas una molécula por centímetro cúbico y hemosllegado a agujeros negros dieciocho mil millones de veces más grandes que el Sol.

Es impresionante lo que hay ahí fuera, y asusta pensar que nuestro conocimiento es lamayoría de las veces superficial, ya que apenas sabemos nada de la naturaleza última quegobierna todos estos fenómenos. El mero hecho de reflexionar acerca del universo y susmisterios, donde se mezcla lo descomunal y lo violento, lo efímero y lo casi eterno, puedeagobiar a muchas personas que se sienten más cómodas sin despegar los pies de la Tierra ysin desatarse de la experiencia cotidiana.

Pero somos seres curiosos por naturaleza. Y esa curiosidad, muchas veces inútil, es laque nos hace avanzar en el conocimiento y en la verdad de las cosas. El mundo no es comopensamos, sobre todo en la escala de lo muy pequeño o lo muy grande, y el conocimientodel mismo siempre nos aportará ventajas, o por lo menos un punto de vista más adecuadopara poder enfocar mejor nuestras creencias o la ausencia de estas.

Ojalá no haya sido tan pesado como una estrella de neutrones, ni que la lectura de esteartículo se te haya hecho tan larga como el desarrollo de una enana azul. Por el contrario,mi intención es haber iluminado tu curiosidad con la luz de una supernova, y que tus dudassobre la vida estelar se hayan evaporado como la materia que engulle un agujero negro.

Espero haberlo logrado.

Ángel Palomares Rodrigo, 2015

Asociación Astronómica de Burgos

apalomares1@astroburgos.org