IV. LAS TRES MUERTES POSIBLES DE UNA ESTRELLA

DURANTE su vida adulta, las estrellas producen luz y calor mediante procesos de fusi�n termonuclear que ocurren en su interior. Es tan grande la masa de una estrella y tan eficiente el proceso nuclear, que la producci�n de energ�a puede ser mantenida por much�simo tiempo. En el caso del Sol, nos quedan todav�a alrededor de 4 500 millones de a�os antes de que el marcador llegue a cero. Pero en otras partes del Universo podemos observar estrellas que se formaron antes que el Sol y que se encuentran sufriendo ya las convulsiones de la muerte estelar.

Pero no es el mismo tipo de muerte el que espera a todas las estrellas. Su destino lo determinar� que sean ligeras o pesadas. Son ligeras las estrellas cuya masa es menor a seis veces la del Sol; es decir, que nuestro Sol est� dentro de la categor�a de las estrellas ligeras.

Las estrellas ligeras, despu�s de una larga etapa de madurez en la secuencia principal, aumentan su tama�o hasta alcanzar un di�metro cientos de veces mayor al que ten�an durante su vida estable. Cuando una estrella est� en esta etapa se le llama, apropiadamente, una gigante roja. Los astr�nomos han catalogado y estudiado a un gran n�mero de estas estrellas (v�ase la Fig. 10). Cuando el Sol crezca hasta convertirse en una gigante roja, englobar� a la Tierra, quemando y destruyendo a la vida que entonces pueda haber. Despu�s de este periodo como gigante roja, comenzar� el Sol a sufrir una etapa de encogimiento volviendo a pasar por el di�metro que ahora tiene y seguir� reduci�ndose hasta alcanzar un di�metro similar al de la Tierra. A las estrellas en esta etapa terminal se les conoce como enanas blancas y, de nuevo, son much�simas las que se conocen y estudian con gran detalle. Agotado su combustible nuclear, la estrella comienza un lento pero inexorable proceso de enfriamiento. Igualmente, su luz se va extinguiendo poco a poco. As�, a la Tierra le espera primero la calcinaci�n y luego el congelamiento.

Figura 10. Betelgeuse, la m�s brillante de las estrellas de la constelaci�n de Ori�n, es una supergigante roja que se acerca al final de su vida.

A las estrellas con masa mayor a seis veces la del Sol, que hemos llamado pesadas, les espera un destino a�n m�s espectacular y catacl�smico. Una vez agotado el combustible nuclear, la estrella se encuentra repentinamente sin presi�n interna que detenga a la atracci�n gravitacional. La estrella se colapsa r�pida y violentamente. Esto crea en su interior presiones elevad�simas, fusionando a los protones y electrones para crear neutrones y liberando energ�a en gran cantidad. Las capas exteriores de la estrella absorben esta energ�a y salen disparadas hacia afuera, mientras el n�cleo contin�a su colapso (v�ase la Fig. 11). Las capas exteriores se expanden a grandes velocidades formando bellas nebulosidades que son testigos mudos de la violenta explosi�n (v�ase la Fig. 12), fen�meno que se conoce como supernova.

Figura 11. Las estrellas masivas acaban su vida en una explosi�n catacl�smica llamada supernova. Mientras el n�cleo de la estrella se comprime a densidades enormes, las capas exteriores son expulsadas violentamente.

Figura12. La nebulosa del Cangrejo. Esta nube de gas, a�n en r�pida expansi�n, era la parte exterior de una estrella que explot� como supernova en 1054.

Durante los primeros meses que siguen a la explosi�n, la supernova alcanza el brillo de mil millones de soles. En la Fig. 12 se muestra la nube de gas en expansi�n que queda como evidencia de la estrella que explot� en 1054 d.c., en la constelaci�n del Toro. Esta explosi�n fue observada y registrada por los astr�nomos chinos. En el centro de la nube se halla un pulsar que ha sido estudiado detalladamente. El pulsar es una estrella de neutrones que emite pulsos de radio. La del Cangrejo da treinta revoluciones por segundo. A la nube de gas se le llama la nebulosa del Cangrejo porque los filamentos que tiene recuerdan las patas de un cangrejo.

Si la estrella ten�a una masa entre seis y treinta veces la masa del Sol, el n�cleo en colapso logra estabilizarse. �ste est� formado exclusivamente de neutrones, y de ah� su nombre, estrella de neutrones. �Se observan en el cielo este tipo de estrellas? Con un telescopio que capte luz visible no se les puede detectar porque son peque��simas, como de unos 10 kil�metros de radio, y emiten muy poca luz visible. Sin embargo, poseen en su superficie regiones que emiten intensas ondas de radio que s� pueden ser estudiadas. Como las estrellas de neutrones rotan velozmente, act�an como un faro c�smico. Cada vez que dan una vuelta, la regi�n que emite ondas de radio apunta hacia la Tierra (v�ase la Fig. 13).

Figura 13. Las estrellas de neutrones rotan velozmente y tienen en su superficie regiones que emiten copiosas ondas de radio. Cada vez que la regi�n emisora pasa enfrente, se detecta un pulso, como si se tratara de un faro.

Este tipo de emisi�n de radio en pulsos fue detectado por vez primera en 1967 por los radioastr�nomos brit�nicos Jocelyn Beil y Antony Hewish. O sea que las estrellas de neutrones y los pulsares son el mismo objeto. En la actualidad se conocen varios cientos de pulsares (estrellas de neutrones).

Aun cuando las enanas blancas y las estrellas de neutrones son objetos fant�sticos, no cabe la menor duda de su existencia. Sus caracter�sticas son casi incre�bles. Las estrellas de neutrones son dens�simas; el contenido de una cuchara de la materia que forma una estrella de neutrones pesa m�s que cien millones de elefantes; sin embargo cientos de ellas son estudiadas a diario por los astr�nomos.

El tercer posible estado terminal de una estrella presenta caracter�sticas a�n m�s desconcertantes. Si la estrella ten�a originalmente m�s de treinta veces la masa del Sol, su n�cleo contin�a colaps�ndose m�s all� de la etapa de estrella de neutrones hasta formar un hoyo negro (v�ase la Fig. 14).

Las tres muertes posibles para una estrella.

Figura 14. De acuerdo con su masa original, las estrellas acaban su vida de manera distinta. Las etapas terminales de enana blanca y estrella de neutrones han sido corroboradas mediante la observaci�n. Sin embargo, la existencia de los hoyos negros es a�n discutida.

A diferencia de las enanas blancas y las estrellas de neutrones, que son observadas y estudiadas rutinariamente, no existe a�n prueba definitiva de que los hoyos negros existen. �Por qu�? El hoyo negro que la teor�a predice que se debe formar a consecuencia del colapso de una estrella, tendr�a un radio de s�lo unos kil�metros. La fuerza de gravedad en un hoyo negro es tan grande que ni la luz alcanza a salir de �l, ya no digamos un cuerpo material. Como el astr�nomo estudia a los objetos c�smicos de acuerdo con la radiaci�n que emiten, parecer�a que un hoyo negro estar�a condenado a permanecer por siempre indetectado. Sin embargo, existen procedimientos para descubrir de manera indirecta a un hoyo negro.

A diferencia del Sol, que es una estrella solitaria, muchas estrellas coexisten en pareja. Supongamos que una de las estrellas de la pareja evoluciona hasta convertirse en un hoyo negro. Si bien un hoyo negro no emite luz de ning�n tipo, s� contin�a ejerciendo atracci�n gravitacional sobre sus contornos. Como antes de que una de ellas se convirtiera en hoyo negro, las dos estrellas continuar�n orbitando una alrededor de la otra como dos danzantes que valsean. Pero ahora es s�lo una estrella la que valsea con una pareja invisible, el hoyo negro. Se ha observado ya varias estrellas que giran alrededor de un compa�ero invisible. El prototipo es la estrella HDE 226868, asociada a una fuente de rayos X llamada Cisne X. Si la estrella est� cercana al hoyo negro, �ste le arrebatar� gas de sus capas exteriores, y la atraer� hacia s�, trag�ndola hacia su interior. En el paso de la estrella al hoyo negro, el gas es calentado a grandes temperaturas, emitiendo intensamente rayos X. Esto es precisamente lo que se observa en Cisne X.

Para detectar los rayos X, que no penetran la atm�sfera terrestre, fue necesario colocar sat�lites astron�micos en �rbita por arriba del manto protector de nuestra atm�sfera que no permite que los destructores rayos X alcancen la superficie terrestre. Sin embargo, a�n no se acepta que Cisne X es un hoyo negro, porque tambi�n la presencia de una estrella de neutrones "obesa" podr�a explicar las observaciones hechas. La masa del compa�ero de Cisne X es de m�s de ocho veces la masa del Sol, mientras que se supone que las estrellas de neutrones no pueden exceder de cuatro masas solares. Esta situaci�n favorece la teor�a de que Cisne X sea un hoyo negro, pero los astr�nomos son personas muy esc�pticas y quieren pruebas contundentes y muy claras. Recientemente, se ha sugerido que en el n�cleo de algunas galaxias, entre ellas la nuestra, mora un hoyo negro con masa formidable, millones de masas solares y a�n m�s. Estos hoyos negros supermasivos pudieron haberse formado junto con el resto de la galaxia hace alrededor de diez mil millones de a�os. Quiz�s el estudio de este tipo de objetos en el n�cleo de las galaxias d� la evidencia s�lida e indiscutible que los astr�nomos m�s incr�dulos reclaman.