IV. GÉNESIS Y EVOLUCIÓN
DECÍA Heráclito: "Es imposible meterse dos veces en el mismo río, pues sus aguas se refrescan continuamente." A lo que alude la alegoría de este hombre hosco, de conceptos obscuros, que vivió en la ciudad griega de Éfeso hacia el año 500 a.C., es que "Todo existe en estado de continuo cambio". También ha habido quienes afirman que el movimiento es ilusorio, a pesar de que la realidad se empeña en señalar lo contrario. Aristóteles aceptaba el carácter evolutivo de la naturaleza, pero excluía a las estrellas de este esquema, suponiendo que son eternas. En efecto, nada parece más permanente que las estrellas que, año con año, en las mismas constelaciones, siguen brillando con igual intensidad. Un observador más atento, como fueron los antiguos chinos, podría desmentir la categórica afirmación aristotélica, pues notaría que hay estrellas cuyo brillo varía notablemente —como Mira, la estrella maravillosa en la constelación de la Ballena— e incluso otras que, sin mediar aviso, aparecen repentinamente en el firmamento (ver capítulo V). Se podría argüir que éstos son casos excepcionales, y que la abrumadora mayoría de las estrellas son en verdad inmutables. La ciencia ha demostrado que no es así, y que las estrellas, como cualquier otra manifestación de la naturaleza, también cambian. Sus propiedades, sus diferencias, y el simple hecho de que brillan con luz propia, conducen de manera natural al desarrollo de teorías cuyo principio básico es que las estrellas evolucionan. En este capítulo las miraremos a la luz de estas teorías, que son las que en última instancia nos revelan su naturaleza.
En el transcurso de 1905, un físico poco conocido publicó cinco artículos en la revista alemana Annalen der Physik. La dirección postal del autor era una oficina de patentes en la ciudad suiza de Berna, y su nombre, Albert Einstein. Cada uno de estos artículos, en especial los cuatro últimos, revolucionó diversas áreas de la física: la mecánica estadística, la teoría de la luz (su carácter dual de onda y partícula, que fue una de las razones oficiales por las que recibió el premio Nobel) y las consecuencias de que la velocidad de la luz sea constante y universal (la relatividad especial). Esto último modificó radicalmente nuestra manera de percibir la realidad y, a pesar de Einstein, abrió las puertas al terror nuclear con una famosísima ecuación: E = M x C2, la cual establece que la energía, E, y la masa, M, son equivalentes puesto que se relacionan a través de una constante universal, la velocidad de la luz, C. Puesto que son equivalentes, es posible que la masa se convierta en energía, y viceversa, que de la energía se genere masa. ¿Bajo qué circunstancias y en qué sitios pueden ocurrir estos procesos?
Entre 1910 y 1920 se midieron con precisión las masas de muchos elementos químicos, con la sorpresa de que el total no parecía ser igual a la suma de las partes. Pongamos por ejemplo el helio, cuyo núcleo está constituido por dos neutrones y dos protones. La suma de las masas de estas partículas es casi 1% mayor que la masa del helio. Es decir, los protones y los neutrones perdieron masa, "enflacaron" ligeramente al pasar a formar parte del núcleo del helio. El mismo efecto se produce con la síntesis del litio, berilio, boro, carbono, y así sucesivamente hasta el hierro. Curiosamente, a partir de éste sucede lo opuesto. Por ejemplo, añadiéndole un protón y dos neutrones al hierro, formamos cobalto: la masa de éste es mayor que la suma de las masas de los primeros. En este caso los protones y los neutrones adquirieron masa, "engordaron", al integrarse al núcleo. Esto sucede en todos los elementos más pesados que el hierro. Resumiendo, los protones y los neutrones pierden masa al integrarse a núcleos de elementos más ligeros que el hierro, pero la ganan si el elemento es más pesado. ¿A qué se debe que la suma de las partes no coincida con el total? ¿Cuál es la solución al misterio de la masa perdida (o ganada)?
La respuesta está contenida en la ecuación de Einstein. Parte de la masa de los protones y los neutrones se transforma en energía cuando formamos elementos más ligeros que el hierro, mientras que la creación de los subsecuentes demanda energía, e incrementa la masa de los protones y neutrones. Como se ve, hay una diferencia sustancial entre los dos casos: la creación de elementos más ligeros que el hierro produce energía, mientras que ésta se utiliza, se absorbe, para formar los más complejos. Por lo tanto, se obtiene energía al sintetizar elementos más livianos que el hierro, a través de la fusión ya sea de protones, neutrones o núcleos de menor masa (Figura 24). A este proceso se le llama fusión nuclear, y es el principio bajo el que operan las modernas armas nucleares (las bombas arrojadas sobre Hiroshima y Nagasaki explotaron debido a la fisión nuclear; en las que un elemento más pesado que el hierro, como el uranio o el plutonio, es fragmentado). Como veremos, el mismo principio que el ser humano utiliza para la destrucción, lo emplea la naturaleza para crear la vida.
Figura 24. Reacciones nucleares y su relación con etapas evolutivas en las
estrellas. Las reacciones empiezan con la "combustión" del hidrógeno
(H) y su transformación en helio (He) durante la secuencia principal.
Tras la formación y "combustión" sucesiva de carbono
(C), oxígeno (O), sodio (Na), magnesio (Mg), neón (Ne), fósforo (P), azufre
(S) y silicio (Si), el núcleo termina por estar compuesto de hierro (Fe) y níquel
(Ni), elementos que ya no producen energía al fusionarse. La flecha al final
de cada reacción indica producción de energía.
Durante el medievo europeo, e incluso durante la época de Newton, los primeros químicos —los alquimistas— buscaban afanosamente la manera de transmutar los elementos (Figura 25). Remontándose al mito del rey Midas, se hablaba insistentemente de una piedra filosofal, a cuyo contacto se transformaría en oro una vulgar piedra. A pesar de su incansable esfuerzo, y de que es incluso posible obtener energía en la síntesis de elementos ligeros, los alquimistas fracasaron. Amén de sus limitados conocimientos y de la modesta escala de sus laboratorios, las innumerables frustraciones de los alquimistas se debieron a que carecían de suficiente liquidez energética. Es decir, para realizar la transmutación de los elementos hace falta invertir inicialmente una gran cantidad de energía. Esto se debe a que las partículas que participan en la fusión nuclear tienen carga eléctrica positiva, por lo que hay una fuerza de repulsión entre ellas. Esta fuerza aumenta enormemente al disminuir la distancia, de modo que es harto difícil "pegar" las partículas para formar un nuevo elemento, por ejemplo el helio, a partir de dos protones. Si ahora queremos formar litio, la fuerza de repulsión entre los reactantes —un protón y el núcleo del helio— se duplica, ya que la carga eléctrica del helio es dos veces mayor. En conclusión, la síntesis de los elemenrtos consume una enorme cantidad de energía, misma que se multiplica al aumentar la masa del producto final. Evidentemente, el primer requisito del laboratorio de un alquimista exitoso es disponer de una vasta reserva de recursos energéticos.
Figura 25. Laboratorio del alquimista. Grabado realizado por Pieter
Brueghel en 1558. A la izquierda del grabado el alquimista realiza una mezcla
con su última moneda. Brueghel dibuja su seguro futuro tras la ventana, donde
se puede ver al alquimista llevando a su familia al asilo de pobres.
Bombas aparte, las estrellas son la piedra filosofal durante tanto tiempo buscada, la cocina cósmica del alquimista. Estudiando la teoría de los interiores estelares, un distinguido astrónomo de la Universidad de Cambridge, Arthur Eddington, se dio cuenta en 1920 de que la temperatura en el centro de las estrellas —el núcleo estelar— puede exceder los seis millones de grados. En 1933 el alemán Hans Bethe demostró que ésta es suficiente para superar ocasionalmente el obstáculo que significa la fuerza de repulsión entre los protones, que así se pueden fusionar para formar helio. La cantidad de energía generada por la fusión nuclear es extraordinaria. De hecho, es suficiente para mantener el brillo del Sol durante unos diez mil millones de años, tiempo suficiente para que la vida —que es en última instancia fruto del calor producido por la fusión nuclear— haya podido desarrollarse en condiciones cómodas y estables en nuestro planeta. Más aún, este tiempo es mayor que la edad de las más antiguas piedras planetarias y de las más remotas formas vivas, tal como debe ser. Resulta gratificante comprobar que tres áreas del conocimiento —la astronomía, la biología y la geología— con distintos objetivos, métodos y razonamientos, hayan llegado a la misma respuesta en un problema tan difícil como éste.
Si intentamos dar una definición escueta de qué es una estrella, podríamos decir que es una enorme bola de gas incandescente, que brilla debido a las reacciones de fusión nuclear que permanentemente se suceden dentro de ella. Por lo tanto, la génesis de una estrella es el momento en que se "encienden" tales reacciones dentro del embrión estelar y se inicia la conversión de masa en energía. Más aún, las distintas etapas de la evolución estelar están íntimamente relacionadas con cada uno los ciclos de las reacciones de fusión nuclear: producción del helio mediante el hidrógeno, la del carbono y oxígeno con el helio, etc. (ver figura 24). Como se puede ver, la famosa ecuación de Einstein no sólo explica la existencia misma de las estrellas, sino que también está relacionada con la forma en que éstas evolucionan.
Regresemos ahora a los fragmentos densos de los que se pueden gestar las estrellas, y supongamos que los escollos iniciales a su contracción —en particular la fuerza centrífuga y la resistencia del campo magnético— ya han sido superados. La fuerza de gravedad es ahora dominante, y el embrión se sigue contrayendo, con lo que aumenta la densidad, la temperatura y la presión térmica en su parte central.
Si la masa del fragmento es menor que un décimo de la masa solar, la temperatura central nunca excede los seis millones de grados, temperatura insuficiente para vencer la fuerza de repulsión entre los protones. En consecuencia, no se "encenderán" las reacciones de fusión nuclear en el objeto. Es decir, el fragmento no se convertirá en estrella en el sentido antes señalado. La ausencia de esta fuente de energía para elevar la presión central, no implica que el fragmento se colapse irremisiblemente. Si su masa es mayor que unas cinco milésimas del valor solar, el material se comprime hasta que entra en juego una fuerza que opera a nivel subatómico, conocida como presión de degeneración de los electrones (ver el siguiente capítulo). Esta detiene finalmente la contracción. A estos objetos, demasiado pequeños para ser estrellas, pero muy grandes para ser planetas (Júpiter es cinco veces menor), se les llama estrelluelas o enanas negras. Es posible que exista una gran cantidad de ellas en el Universo, en cuyo caso tendrían serias implicaciones cosmológicas. Sin embargo, son tan tenues y difíciles de observar —a la fecha hay cinco posibles candidatos— que es prematuro concluir algo a partir de ellas.
Cuando la masa del embrión es mayor que un décimo del valor solar, la temperatura central supera el límite necesario para superar la fuerza de repulsión entre los protones.
En este caso se activan las reacciones de fusión nuclear, aumenta la presión interna, y la contracción se detiene. La energía generada en el interior termina por salir a la superficie, y destruye una buena parte del material de la nube que aún rodea al fragmento. Con ello se levanta el telón que envolvía al embrión, que se presenta ante nosotros ya convertido en estrella. Algunos astrónomos opinan que el ser humano ha presenciado tres o cuatro de estos espectáculos en este siglo, como la estrella FU en la constelación de Orión. La estrella recién gestada aún no ha alcanzado el equilibrio característico de la madurez estelar, pues busca tener el tamaño justo para que la fuerza de gravedad y la presión interna se equilibren perfectamente. Como un resorte amortiguado, oscila cada vez con menor amplitud, y su brillo varía al mismo ritmo con el que aumenta y disminuye su radio. Las estrellas T-Tauri, de las que ya hablamos en el capítulo anterior, se encuentran precisamente en esta etapa de brillo variable. Finalmente, la fuerza de gravedad y la presión interna alcanzan el equilibrio buscado. Las oscilaciones cesan, y el resplandor se estabiliza. La estrella ha alcanzado un equilibrio casi perfecto, estado en el que permanecerá durante la mayor parte de su existencia.
LA LARGA ETAPA DE SECUENCIA PRINCIPAL
El hidrógeno es el elemento más sencillo y abundante del Universo. Más aún, la reacción nuclear en la que dos átomos de hidrógeno, dos protones, se fusionan en un átomo de helio, es la que menos energía —menor temperatura— requiere para vencer la fuerza de repulsión eléctrica. En consecuencia, es la primera reacción que se produce en el núcleo de la estrella. Por otra parte, también es la que genera más energía por unidad de masa. Esto significa que, frente a otras reacciones nucleares, la cantidad de hidrógeno que se convierte en helio y genera la energía necesaria para sostener el peso de la estrella (su fuerza de gravedad), es comparativamente "pequeña". Desde luego, el calificativo de "pequeña" es muy relativo. A nuestra escala es una cantidad gigantesca; por ejemplo, en el Sol se consumen cinco millones de toneladas de hidrógeno cada segundo, a este ritmo, si la Tierra estuviera formada exclusivamente por hidrógeno, quedaría consumida en apenas 300 000 años, menos que el tiempo transcurrido desde la aparición de nuestra especie. Afortunadamente, la masa del Sol es trescientas mil veces mayor que la de la Tierra, y seguirá brillando como hoy por varios miles de millones de años más.
La etapa durante la cual las estrellas producen energía a través de la creación de helio mediante la fusión del hidrógeno, es llamada de secuencia principal. Como vimos en el segundo capítulo, la mayor parte de las estrellas yacen en esta zona del diagrama HR. El porqué es ahora claro: la mayor parte de la existencia de las estrellas transcurre en esta etapa porque, de todas las posibles reacciones de fusión nuclear, la del hidrógeno es la que libera más energía, de modo que puede mantener la luminosidad estelar durante un tiempo mayor.
Aunque todas las estrellas pasan casi toda su vida convirtiendo hidrógeno en helio, el tiempo durante el que lo hacen varía de estrella a estrella. A primera vista se podría pensar que las estrellas que contienen menos hidrógeno, las de menor masa, terminan más rápidamente la secuencia principal. De hecho, ocurre lo contrario.
Los cúmulos abiertos son asociaciones de cientos de estrellas, relativamente cercanas entre sí y con movimientos espaciales similares. Esto implica que se formaron aproximadamente en el mismo momento, razón por la cual son ideales para estudiar las diferencias que pudiera haber en la evolución de estrellas de distinta masa. Éstas son aparentes al elaborar un diagrama de luminosidad como función de la temperatura —un diagrama HR— para las estrellas del cúmulo. En la figura 26 presentamos el diagrama HR para los cúmulos de Pléyades, Prespe y M 67. Se sabe que el primero de ellos es el de más reciente formación, y el último el de mayor edad. En todos los casos, las estrellas de la parte superior del diagrama, las más luminosas y masivas, están separadas de la secuencia principal. La separación es mayor en el cúmulo más viejo. Todo esto indica que las estrellas de mayor masa terminan antes con la etapa de secuencia principal, es decir, "queman" más rápidamente el hidrógeno que utilizan como combustible, a pesar de tener mucho más.
Figura 26. Diagrama Hertzsprung-Rusell de las Pléyades, Presepe y M 67.
Esta aparente paradoja tiene una explicación sencilla. Como ya vimos, la luminosidad aumenta en la misma proporción que la extensión de la superficie estelar. En la secuencia principal éstas son las estrellas más masivas. Como la luminosidad es en última instancia fruto de la energía generada por las reacciones de fusión nuclear; se concluye que éstas se producen con mayor vigor en las estrellas de gran masa. Cálculos detallados demuestran que durante esta etapa la luminosidad se escala con el cubo de la masa estelar. Por lo tanto, el consumo de hidrógeno aumenta desproporcionadamente con la masa, y es suficiente para agotar una cantidad mucho mayor de combustible en un plazo sustancialmente más corto. Con estos razonamientos, se ha determinado que estrellas cien veces más masivas que el Sol —las más grandes que puede haber— "queman" el hidrógeno en quinientos mil años. En el otro extremo, las estrellas más pequeñas permanecen doscientos mil millones de años en la secuencia principal. Esto significa que una muestra de estrellas de baja masa, puede contener desde objetos creados apenas ayer, hasta aquellos que atestiguaron la formación de nuestra galaxia, cuando el Universo daba sus primeros pasos. Por otra parte, las estrellas azules luminosas evolucionan lo suficientemente rápido como para modificar el panorama celeste; se puede afirmar que éstas, que indiferentemente veían los dinosaurios, han desaparecido ya. Por lo mismo, las que actualmente engalanan el cielo, como Rigel en Orión, habrán dejado de ser en otros cien millones de años. Si nuestra especie continúa prosperando, existirán miradas inteligentes que seguirán con atención cómo, lenta pero inevitablemente, entran y salen estos factores del paisaje estelar. Con ello habremos de intimar aún más con los secretos del Cosmos.
La estructura de las estrellas durante esta etapa es relativamente sencilla. En su núcleo reside la caldera atómica en la que el hidrógeno se transmuta en helio. La densidad y la temperatura alcanzan ahí sus valores más altos. En el Sol, la temperatura central es de 14 millones de grados, mientras que la densidad es 10 veces mayor que la del mercurio. En el centro de una estrella 30 veces más grande la temperatura es de 40 millones de grados, pero la densidad es 3 veces menor que la del mercurio. Al alejarnos del núcleo, las capas de la estrella tienen que soportar un peso menor, y la densidad y la temperatura disminuyen. La región de combustión nuclear termina en la capa donde la temperatura se halla bajo los 6 millones de grados. En todas las estrellas de la secuencia principal, la mayor parte de la energía se genera dentro de una esfera cuyo radio mide la quinta parte del radio estelar. Finalmente, al llegar a la superficie, la densidad y la temperatura alcanzan su valor mínimo. La temperatura superficial del Sol es de 5 700 grados, mientras que en una estrella siete veces más masiva, en la que se derrocha más energía, es de 22 000 grados. La energía de cada fotón producido en el núcleo llega a la superficie después de un azaroso trayecto que puede durar millones de años. Sin embargo, aunque es largo el tiempo que tarda la energía nuclear en escurrirse hasta la superficie, toda ella debe finalmente salir e inundar el medio circundante. De acumularse en el interior, la estrella terminaría por volar en pedazos.
Aunque comprendido en sus rasgos generales, no se puede afirmar que el problema de la estructura de una estrella de secuencia principal esté resuelto. Considérese por ejemplo el llamado problema de los neutrinos solares. Uno de los subproductos de las reacciones de fusión nuclear son los neutrinos, partículas de masa nula o muy baja, sin carga eléctrica, y que raramente interaccionan con otras partículas. La teoría de los interiores estelares, que utiliza a su vez toda la teoría de la física nuclear; predice cierto flujo de neutrinos para el Sol. Sin embargo, en laboratorios situados en profundas minas, la cantidad observada de neutrinos producidos por el Sol es cerca de la mitad del número esperado. Esta discrepancia, que podría parecer de carácter menor para el no iniciado, puede tener repercusiones fundamentales, revolucionando nuestras ideas sobre los bloques elementales de la materia, así como nuestra concepción acerca del origen y el destino del Universo. Como se puede ver, la puerta está abierta a todas las mentes inquisitivas.
ETAPAS TARDÍAS. UN BREVE Y FRUCTÍFERO FINAL
Lentamente, el hidrógeno que alimenta las reacciones de fusión nuclear se va agotando. Primero en el corazón de la estrella, en donde la fusión se realiza con mayor intensidad debido a su alta temperatura. La región central, que ha perdido la fuente de energía con la que sostenía su peso, se contrae y calienta, mientras aún continúa la transformación de hidrógeno en helio en las capas adyacentes. La contracción de la región central produce una cantidad adicional de energía, que la estrella utiliza para expandirse hasta cincuenta veces. Con ello aumenta en forma muy notable su luminosidad. Al mismo tiempo, la expansión es tan grande que la temperatura superficial disminuye apreciablemente, y la estrella adquiere un tono rojizo. Resumiendo, al agotarse el hidrógeno en el corazón de la estrella, ésta se convierte en una gigante roja si su masa es a lo sumo seis veces mayor que la del Sol, o en una supergigante si es aún más masiva.
La atmósfera de las gigantes y supergigantes se halla tan extendida, que la fuerza de atracción gravitacional ejercida por la estrella es insuficiente para mantenerla ligada. Por ello se forma un viento estelar de proporciones similares al de las estrellas T-Tauri, e incomparablemente más poderoso que la gentil brisa que sale de las estrellas durante la secuencia principal. Durante sus últimas etapas evolutivas, las estrellas pueden perder hasta el 80% de su masa, o una masa solar por cada millón de años. Como además la estrella es relativamente fría y rica en oxígeno y carbono (ver adelante), alrededor de ella se forma una densa envolvente de polvo y moléculas (Figura 27). Esta puede convertirse en un enorme halo de un año luz de radio, como el que se ha visto alrededor de la estrella de carbón llamada CW Leonis. Las estrellas, al acercarse a su final, siembran el medio interestelar con las semillas necesarias para formar las nubes moleculares que, a su vez, gestarán las nuevas generaciones estelares.
Figura 27. Betelgeuse rodeada por una pequeña nube de polvo producida por ella misma ( F. Roddier y C. Roddier. 1985. Astrophysical Journal, vol. 295, p. 121).
Al concluir la etapa de secuencia principal, se multiplican los posibles caminos evolutivos. Permanece la exigencia de una fuente de energía que compense la fuerza de gravedad. Las reacciones de fusión nuclear siguen siendo un candidato viable, ya que el helio y los elementos subsecuentes hasta el hierro, liberan energía a través de ellas. Como el o los elementos resultantes de la fusión de un primer elemento —por ejemplo el helio del hidrógeno— son el combustible de la siguiente cadena de reacciones nucleares, podemos decir que las estrellas autogeneran al menos una de las condiciones para que puedan seguir brillando. Sin embargo, ésta no es la única condición para que la estrella subsista. La carga eléctrica de los reactantes —helio, carbono, oxígeno, silicio, etc.— aumenta al irse creando elementos cada vez más pesados. Por ello crece la fuerza de repulsión entre éstos, lo que implica que la temperatura en el centro de la estrella debe ser cada vez mayor para superar esta dificultad. Como en el caso del destino frustrado de las estrelluelas, en donde ni siquiera se alcanzó la temperatura necesaria para fusionar hidrógeno, no todas las estrellas logran recorrer el camino completo de la fusión nuclear. Su papel como alquimistas cósmicos queda truncado cuando su temperatura no alcanza el valor necesario para iniciar el siguiente ciclo de reacciones. En este caso, no es un desatino afirmar que el destino de la estrella está grabado desde el momento mismo de su génesis, pues la máxima temperatura que puede alcanzar depende directamente de su masa inicial. Mientras mayor es ésta, mayor es el peso que debe soportar el núcleo estelar. Y lo hace aumentando su presión al contraerse y calentarse. Por lo tanto, la masa determina el número de ciclos de reacciones nucleares que pueden realizarse en una estrella. Las más pequeñas —aunque por un tiempo que parece una eternidad— se quedan al principio del camino, mientras que las más masivas llegan rápidamente hasta el final.
Cuando la masa de la estrella es menos de la mitad de la masa solar, la temperatura central jamás alcanza el punto necesario para fusionar dos núcleos de helio. En estas estrellas sólo se producirá helio y, en menor cantidad, nitrógeno. El fuego interno que las sostiene se agotará al cabo de decenas de miles de millones de años. A un ritmo cada vez mayor, el hidrógeno se transformará en helio en capas crecientemente más distantes al núcleo. Al término de la última reacción de fusión, en un breve instante cósmico, la estrella perecerá para convertirse en un objeto con propiedades muy distintas.
Más fructífera, al menos en lo que se refiere a nosotros, es la actividad de estrellas más masivas. En ellas la temperatura supera los cien millones de grados, suficiente para unir dos átomos de helio, y producir energía y nuevos elementos. De no ser por esta etapa de fusión nuclear, es decir, de no ser por la existencia de estrellas cuya masa es más de la mitad de la masa del Sol, no existiría el autor de este o cualquier otro libro, ni lectores, ni el más insignificante ser vivo, pues del helio se crean dos elementos químicos sin los que la vida es impensable: el carbono y el oxígeno.
La estructura de las estrellas al iniciarse la fusión del helio se torna más compleja. En el corazón de la estrella se produce carbono, oxígeno y neón a partir del helio, que es a su vez gestado en la capa superior a través del "quemado" de hidrógeno. Es decir, la capa superior provee el combustible necesario para la fusión en el estrato inferior. Esta estructura de capas se torna más extensa a medida que la estrella evoluciona. La evolución hacia nuevas etapas de fusión nuclear ocurre con rapidez creciente, puesto que la energía que liberan estas reacciones por unidad de masa es cada vez menor. En consecuencia, la tasa de reacciones necesarias para seguir resistiendo la fuerza de gravedad, aumenta. Por ejemplo, la etapa de combustión del helio central dura entre diez y cien veces menos que la etapa de secuencia principal. Al agotarse el helio en el núcleo de la estrella se repite el proceso vivido anteriormente: el centro de la estrella se contrae y se calienta, y si la temperatura llega a ser suficientemente alta se inicia la siguiente cadena de reacciones nucleares. El Sol perecerá antes de que esto suceda, pues nunca alcanzará los 500 millones de grados necesarios para iniciar la fusión del carbono, y mucho menos los l 000 millones de grados requeridos para la fusión del oxígeno.
Si la masa de la estrella es cinco o más veces mayor que la del Sol, el carbono y el oxígeno se fusionan para producir principalmente sodio, magnesio, fósforo, neón y silicio. Y con estos últimos, puede finalmente la estrella crear cloro, potasio, calcio, cromo y, al término de sus días, hierro. Al llegar a este punto, el corazón de la estrella, en donde se produce la fusión del silicio, tiene una temperatura de 3 000 millones de grados. Por encima de éste, en una serie de capas en las que la temperatura disminuye progresivamente, se llevan a cabo reacciones nucleares entre elementos más ligeros, que producen el material necesario para que las reacciones nucleares ocurran en las regiones más internas. Si pudiéramos hacer un corte transversal en la estrella, como con una cebolla, veríamos una estructura no del todo disímil a la de esta última (ver figura 28). En estas rodajas, de todas las estrellas masivas que precedieron la génesis de nuestro Sistema Solar, se produjeron algunos de los elementos químicos que dieron origen a la humanidad: sodio y cloro para hacer la sal con la que nuestros cuerpos retienen el agua, calcio para endurecer nuestros huesos, silicio para manufacturar circuitos electrónicos, hierro para el automóvil, las vías del tren, las máquinas de la revolución industrial y las lanzas de los guerreros antiguos. Hasta estas estrellas podemos remontarnos al buscar el origen de la Edad del Hierro, aunque no el de la del bronce, que es una aleación de estaño y cobre, elementos que no se producen en ellas. Tampoco de ellas provienen el oro y la plata que causan tantos desvelos, pues estos elementos químicos son más pesados que el hierro, y no es posible sintetizarlos en las entrañas de las estrellas, ya que para hacerlo es necesario consumir energía. Es decir, alcanzado el punto en el que el corazón de la estrella es de hierro, si es que logró llegar hasta él, la estrella se contrae sin que ninguna reacción de fusión nuclear pueda evitarlo, pues éstas ya no pueden generar energía. Ninguna otra reacción de fusión nuclear podrá encenderse. La estrella se apaga, y al exhalar su último aliento perece y se transforma en otra cosa. A pesar de la respetable opinión de Aristóteles, también las estrellas son perecederas, cambiantes y, al menos a cierto plazo, también se renuevan.
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Figura 28. Corte de un modelo del interior de una estrella masiva evolucionada.
El núcleo está formado de hierro y sobre él se levantan capas sucesivas
de silicio, oxígeno, carbono, helio e hidrógeno, en donde, mediante reacciones
de fusión nuclear, se producen los elementos de la región inmediatamente interior.
La masa incluida entre el centro y la región correspondiente se anotó al lado
izquierdo del gajo, y está en términos de la masa solar (Mi)/1