IV. G�NESIS Y EVOLUCI�N

DEC�A Her�clito: "Es imposible meterse dos veces en el mismo r�o, pues sus aguas se refrescan continuamente." A lo que alude la alegor�a de este hombre hosco, de conceptos obscuros, que vivi� en la ciudad griega de Éfeso hacia el a�o 500 a.C., es que "Todo existe en estado de continuo cambio". Tambi�n ha habido quienes afirman que el movimiento es ilusorio, a pesar de que la realidad se empe�a en se�alar lo contrario. Arist�teles aceptaba el car�cter evolutivo de la naturaleza, pero exclu�a a las estrellas de este esquema, suponiendo que son eternas. En efecto, nada parece m�s permanente que las estrellas que, a�o con a�o, en las mismas constelaciones, siguen brillando con igual intensidad. Un observador m�s atento, como fueron los antiguos chinos, podr�a desmentir la categ�rica afirmaci�n aristot�lica, pues notar�a que hay estrellas cuyo brillo var�a notablemente —como Mira, la estrella maravillosa en la constelaci�n de la Ballena— e incluso otras que, sin mediar aviso, aparecen repentinamente en el firmamento (ver cap�tulo V). Se podr�a arg�ir que éstos son casos excepcionales, y que la abrumadora mayor�a de las estrellas son en verdad inmutables. La ciencia ha demostrado que no es as�, y que las estrellas, como cualquier otra manifestaci�n de la naturaleza, tambi�n cambian. Sus propiedades, sus diferencias, y el simple hecho de que brillan con luz propia, conducen de manera natural al desarrollo de teor�as cuyo principio b�sico es que las estrellas evolucionan. En este cap�tulo las miraremos a la luz de estas teor�as, que son las que en �ltima instancia nos revelan su naturaleza.

E = M x C².
LA ESTRELLA NACE

En el transcurso de 1905, un f�sico poco conocido public� cinco art�culos en la revista alemana Annalen der Physik. La direcci�n postal del autor era una oficina de patentes en la ciudad suiza de Berna, y su nombre, Albert Einstein. Cada uno de estos art�culos, en especial los cuatro �ltimos, revolucion� diversas �reas de la f�sica: la mec�nica estad�stica, la teor�a de la luz (su car�cter dual de onda y part�cula, que fue una de las razones oficiales por las que recibi� el premio Nobel) y las consecuencias de que la velocidad de la luz sea constante y universal (la relatividad especial). Esto �ltimo modific� radicalmente nuestra manera de percibir la realidad y, a pesar de Einstein, abri� las puertas al terror nuclear con una famos�sima ecuaci�n: E = M x C², la cual establece que la energ�a, E, y la masa, M, son equivalentes puesto que se relacionan a trav�s de una constante universal, la velocidad de la luz, C. Puesto que son equivalentes, es posible que la masa se convierta en energ�a, y viceversa, que de la energ�a se genere masa. �Bajo qu� circunstancias y en qu� sitios pueden ocurrir estos procesos?

Entre 1910 y 1920 se midieron con precisi�n las masas de muchos elementos qu�micos, con la sorpresa de que el total no parec�a ser igual a la suma de las partes. Pongamos por ejemplo el helio, cuyo n�cleo est� constituido por dos neutrones y dos protones. La suma de las masas de estas part�culas 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 n�cleo del helio. El mismo efecto se produce con la s�ntesis del litio, berilio, boro, carbono, y as� sucesivamente hasta el hierro. Curiosamente, a partir de �ste sucede lo opuesto. Por ejemplo, a�adi�ndole un prot�n y dos neutrones al hierro, formamos cobalto: la masa de �ste 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 n�cleo. Esto sucede en todos los elementos m�s pesados que el hierro. Resumiendo, los protones y los neutrones pierden masa al integrarse a n�cleos de elementos m�s ligeros que el hierro, pero la ganan si el elemento es m�s pesado. �A qu� se debe que la suma de las partes no coincida con el total? �Cu�l es la soluci�n al misterio de la masa perdida (o ganada)?

La respuesta est� contenida en la ecuaci�n de Einstein. Parte de la masa de los protones y los neutrones se transforma en energ�a cuando formamos elementos m�s ligeros que el hierro, mientras que la creaci�n de los subsecuentes demanda energ�a, e incrementa la masa de los protones y neutrones. Como se ve, hay una diferencia sustancial entre los dos casos: la creaci�n de elementos m�s ligeros que el hierro produce energ�a, mientras que �sta se utiliza, se absorbe, para formar los m�s complejos. Por lo tanto, se obtiene energ�a al sintetizar elementos m�s livianos que el hierro, a trav�s de la fusi�n ya sea de protones, neutrones o n�cleos de menor masa (Figura 24). A este proceso se le llama fusi�n nuclear, y es el principio bajo el que operan las modernas armas nucleares (las bombas arrojadas sobre Hiroshima y Nagasaki explotaron debido a la fisi�n nuclear; en las que un elemento m�s pesado que el hierro, como el uranio o el plutonio, es fragmentado). Como veremos, el mismo principio que el ser humano utiliza para la destrucci�n, lo emplea la naturaleza para crear la vida.

Figura 24. Reacciones nucleares y su relaci�n con etapas evolutivas en las estrellas. Las reacciones empiezan con la "combusti�n" del hidrógeno (H) y su transformación en helio (He) durante la secuencia principal. Tras la formación y "combustión" sucesiva de carbono (C), ox�geno (O), sodio (Na), magnesio (Mg), ne�n (Ne), f�sforo (P), azufre (S) y silicio (Si), el n�cleo termina por estar compuesto de hierro (Fe) y n�quel (Ni), elementos que ya no producen energ�a al fusionarse. La flecha al final de cada reacci�n indica producci�n de energ�a.

Durante el medievo europeo, e incluso durante la �poca de Newton, los primeros qu�micos —los alquimistas— buscaban afanosamente la manera de transmutar los elementos (Figura 25). Remont�ndose al mito del rey Midas, se hablaba insistentemente de una piedra filosofal, a cuyo contacto se transformar�a en oro una vulgar piedra. A pesar de su incansable esfuerzo, y de que es incluso posible obtener energ�a en la s�ntesis de elementos ligeros, los alquimistas fracasaron. Am�n de sus limitados conocimientos y de la modesta escala de sus laboratorios, las innumerables frustraciones de los alquimistas se debieron a que carec�an de suficiente liquidez energ�tica. Es decir, para realizar la transmutaci�n de los elementos hace falta invertir inicialmente una gran cantidad de energ�a. Esto se debe a que las part�culas que participan en la fusi�n nuclear tienen carga el�ctrica positiva, por lo que hay una fuerza de repulsi�n entre ellas. Esta fuerza aumenta enormemente al disminuir la distancia, de modo que es harto dif�cil "pegar" las part�culas para formar un nuevo elemento, por ejemplo el helio, a partir de dos protones. Si ahora queremos formar litio, la fuerza de repulsi�n entre los reactantes —un prot�n y el n�cleo del helio— se duplica, ya que la carga el�ctrica del helio es dos veces mayor. En conclusi�n, la s�ntesis de los elemenrtos consume una enorme cantidad de energ�a, 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 energ�ticos.

Figura 25. Laboratorio del alquimista. Grabado realizado por Pieter Brueghel en 1558. A la izquierda del grabado el alquimista realiza una mezcla con su �ltima 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 c�smica del alquimista. Estudiando la teor�a de los interiores estelares, un distinguido astr�nomo de la Universidad de Cambridge, Arthur Eddington, se dio cuenta en 1920 de que la temperatura en el centro de las estrellas —el n�cleo estelar— puede exceder los seis millones de grados. En 1933 el alem�n Hans Bethe demostr� que �sta es suficiente para superar ocasionalmente el obst�culo que significa la fuerza de repulsi�n entre los protones, que as� se pueden fusionar para formar helio. La cantidad de energ�a generada por la fusi�n nuclear es extraordinaria. De hecho, es suficiente para mantener el brillo del Sol durante unos diez mil millones de a�os, tiempo suficiente para que la vida —que es en �ltima instancia fruto del calor producido por la fusi�n nuclear— haya podido desarrollarse en condiciones c�modas y estables en nuestro planeta. M�s a�n, este tiempo es mayor que la edad de las m�s antiguas piedras planetarias y de las m�s remotas formas vivas, tal como debe ser. Resulta gratificante comprobar que tres �reas del conocimiento —la astronom�a, la biolog�a y la geolog�a— con distintos objetivos, m�todos y razonamientos, hayan llegado a la misma respuesta en un problema tan dif�cil como �ste.

Si intentamos dar una definici�n escueta de qu� es una estrella, podr�amos decir que es una enorme bola de gas incandescente, que brilla debido a las reacciones de fusi�n nuclear que permanentemente se suceden dentro de ella. Por lo tanto, la g�nesis de una estrella es el momento en que se "encienden" tales reacciones dentro del embri�n estelar y se inicia la conversi�n de masa en energ�a. M�s a�n, las distintas etapas de la evoluci�n estelar est�n �ntimamente relacionadas con cada uno los ciclos de las reacciones de fusi�n nuclear: producci�n del helio mediante el hidr�geno, la del carbono y ox�geno con el helio, etc. (ver figura 24). Como se puede ver, la famosa ecuaci�n de Einstein no s�lo explica la existencia misma de las estrellas, sino que tambi�n est� relacionada con la forma en que �stas evolucionan.

Regresemos ahora a los fragmentos densos de los que se pueden gestar las estrellas, y supongamos que los escollos iniciales a su contracci�n —en particular la fuerza centr�fuga y la resistencia del campo magn�tico— ya han sido superados. La fuerza de gravedad es ahora dominante, y el embri�n se sigue contrayendo, con lo que aumenta la densidad, la temperatura y la presi�n t�rmica en su parte central.

Si la masa del fragmento es menor que un d�cimo de la masa solar, la temperatura central nunca excede los seis millones de grados, temperatura insuficiente para vencer la fuerza de repulsi�n entre los protones. En consecuencia, no se "encender�n" las reacciones de fusi�n nuclear en el objeto. Es decir, el fragmento no se convertir� en estrella en el sentido antes se�alado. La ausencia de esta fuente de energ�a para elevar la presi�n central, no implica que el fragmento se colapse irremisiblemente. Si su masa es mayor que unas cinco mil�simas del valor solar, el material se comprime hasta que entra en juego una fuerza que opera a nivel subat�mico, conocida como presi�n de degeneraci�n de los electrones (ver el siguiente cap�tulo). Esta detiene finalmente la contracci�n. A estos objetos, demasiado peque�os para ser estrellas, pero muy grandes para ser planetas (J�piter 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 tendr�an serias implicaciones cosmol�gicas. Sin embargo, son tan tenues y dif�ciles de observar —a la fecha hay cinco posibles candidatos— que es prematuro concluir algo a partir de ellas.

Cuando la masa del embri�n es mayor que un d�cimo del valor solar, la temperatura central supera el l�mite necesario para superar la fuerza de repulsi�n entre los protones.

En este caso se activan las reacciones de fusi�n nuclear, aumenta la presi�n interna, y la contracci�n se detiene. La energ�a generada en el interior termina por salir a la superficie, y destruye una buena parte del material de la nube que a�n rodea al fragmento. Con ello se levanta el tel�n que envolv�a al embri�n, que se presenta ante nosotros ya convertido en estrella. Algunos astr�nomos opinan que el ser humano ha presenciado tres o cuatro de estos espect�culos en este siglo, como la estrella FU en la constelaci�n de Ori�n. La estrella reci�n gestada a�n no ha alcanzado el equilibrio caracter�stico de la madurez estelar, pues busca tener el tama�o justo para que la fuerza de gravedad y la presi�n interna se equilibren perfectamente. Como un resorte amortiguado, oscila cada vez con menor amplitud, y su brillo var�a al mismo ritmo con el que aumenta y disminuye su radio. Las estrellas T-Tauri, de las que ya hablamos en el cap�tulo anterior, se encuentran precisamente en esta etapa de brillo variable. Finalmente, la fuerza de gravedad y la presi�n 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 permanecer� durante la mayor parte de su existencia.

LA LARGA ETAPA DE SECUENCIA PRINCIPAL

El hidr�geno es el elemento m�s sencillo y abundante del Universo. M�s a�n, la reacci�n nuclear en la que dos �tomos de hidr�geno, dos protones, se fusionan en un �tomo de helio, es la que menos energ�a —menor temperatura— requiere para vencer la fuerza de repulsi�n el�ctrica. En consecuencia, es la primera reacci�n que se produce en el n�cleo de la estrella. Por otra parte, tambi�n es la que genera m�s energ�a por unidad de masa. Esto significa que, frente a otras reacciones nucleares, la cantidad de hidr�geno que se convierte en helio y genera la energ�a necesaria para sostener el peso de la estrella (su fuerza de gravedad), es comparativamente "peque�a". Desde luego, el calificativo de "peque�a" es muy relativo. A nuestra escala es una cantidad gigantesca; por ejemplo, en el Sol se consumen cinco millones de toneladas de hidr�geno cada segundo, a este ritmo, si la Tierra estuviera formada exclusivamente por hidr�geno, quedar�a consumida en apenas 300 000 a�os, menos que el tiempo transcurrido desde la aparici�n de nuestra especie. Afortunadamente, la masa del Sol es trescientas mil veces mayor que la de la Tierra, y seguir� brillando como hoy por varios miles de millones de a�os m�s.

La etapa durante la cual las estrellas producen energ�a a trav�s de la creaci�n de helio mediante la fusi�n del hidr�geno, es llamada de secuencia principal. Como vimos en el segundo cap�tulo, la mayor parte de las estrellas yacen en esta zona del diagrama HR. El porqu� es ahora claro: la mayor parte de la existencia de las estrellas transcurre en esta etapa porque, de todas las posibles reacciones de fusi�n nuclear, la del hidr�geno es la que libera m�s energ�a, de modo que puede mantener la luminosidad estelar durante un tiempo mayor.

Aunque todas las estrellas pasan casi toda su vida convirtiendo hidr�geno en helio, el tiempo durante el que lo hacen var�a de estrella a estrella. A primera vista se podr�a pensar que las estrellas que contienen menos hidr�geno, las de menor masa, terminan m�s r�pidamente la secuencia principal. De hecho, ocurre lo contrario.

Los c�mulos abiertos son asociaciones de cientos de estrellas, relativamente cercanas entre s� y con movimientos espaciales similares. Esto implica que se formaron aproximadamente en el mismo momento, raz�n por la cual son ideales para estudiar las diferencias que pudiera haber en la evoluci�n de estrellas de distinta masa. �stas son aparentes al elaborar un diagrama de luminosidad como funci�n de la temperatura —un diagrama HR— para las estrellas del c�mulo. En la figura 26 presentamos el diagrama HR para los c�mulos de Pl�yades, Prespe y M 67. Se sabe que el primero de ellos es el de m�s reciente formaci�n, y el �ltimo el de mayor edad. En todos los casos, las estrellas de la parte superior del diagrama, las m�s luminosas y masivas, est�n separadas de la secuencia principal. La separaci�n es mayor en el c�mulo m�s viejo. Todo esto indica que las estrellas de mayor masa terminan antes con la etapa de secuencia principal, es decir, "queman" m�s r�pidamente el hidr�geno que utilizan como combustible, a pesar de tener mucho m�s.

Figura 26. Diagrama Hertzsprung-Rusell de las Pl�yades, Presepe y M 67.

Esta aparente paradoja tiene una explicaci�n sencilla. Como ya vimos, la luminosidad aumenta en la misma proporci�n que la extensi�n de la superficie estelar. En la secuencia principal �stas son las estrellas m�s masivas. Como la luminosidad es en �ltima instancia fruto de la energ�a generada por las reacciones de fusi�n nuclear; se concluye que �stas se producen con mayor vigor en las estrellas de gran masa. C�lculos detallados demuestran que durante esta etapa la luminosidad se escala con el cubo de la masa estelar. Por lo tanto, el consumo de hidr�geno aumenta desproporcionadamente con la masa, y es suficiente para agotar una cantidad mucho mayor de combustible en un plazo sustancialmente m�s corto. Con estos razonamientos, se ha determinado que estrellas cien veces m�s masivas que el Sol —las m�s grandes que puede haber— "queman" el hidr�geno en quinientos mil a�os. En el otro extremo, las estrellas m�s peque�as permanecen doscientos mil millones de a�os 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 formaci�n de nuestra galaxia, cuando el Universo daba sus primeros pasos. Por otra parte, las estrellas azules luminosas evolucionan lo suficientemente r�pido como para modificar el panorama celeste; se puede afirmar que �stas, que indiferentemente ve�an los dinosaurios, han desaparecido ya. Por lo mismo, las que actualmente engalanan el cielo, como Rigel en Ori�n, habr�n dejado de ser en otros cien millones de a�os. Si nuestra especie contin�a prosperando, existir�n miradas inteligentes que seguir�n con atenci�n c�mo, lenta pero inevitablemente, entran y salen estos factores del paisaje estelar. Con ello habremos de intimar a�n m�s con los secretos del Cosmos.

La estructura de las estrellas durante esta etapa es relativamente sencilla. En su n�cleo reside la caldera at�mica en la que el hidr�geno se transmuta en helio. La densidad y la temperatura alcanzan ah� sus valores m�s 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 m�s grande la temperatura es de 40 millones de grados, pero la densidad es 3 veces menor que la del mercurio. Al alejarnos del n�cleo, las capas de la estrella tienen que soportar un peso menor, y la densidad y la temperatura disminuyen. La regi�n de combusti�n 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 energ�a 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 m�nimo. La temperatura superficial del Sol es de 5 700 grados, mientras que en una estrella siete veces m�s masiva, en la que se derrocha m�s energ�a, es de 22 000 grados. La energ�a de cada fot�n producido en el n�cleo llega a la superficie despu�s de un azaroso trayecto que puede durar millones de a�os. Sin embargo, aunque es largo el tiempo que tarda la energ�a nuclear en escurrirse hasta la superficie, toda ella debe finalmente salir e inundar el medio circundante. De acumularse en el interior, la estrella terminar�a 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 est� resuelto. Consid�rese por ejemplo el llamado problema de los neutrinos solares. Uno de los subproductos de las reacciones de fusi�n nuclear son los neutrinos, part�culas de masa nula o muy baja, sin carga el�ctrica, y que raramente interaccionan con otras part�culas. La teor�a de los interiores estelares, que utiliza a su vez toda la teor�a de la f�sica 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 n�mero esperado. Esta discrepancia, que podr�a parecer de car�cter menor para el no iniciado, puede tener repercusiones fundamentales, revolucionando nuestras ideas sobre los bloques elementales de la materia, as� como nuestra concepci�n acerca del origen y el destino del Universo. Como se puede ver, la puerta est� abierta a todas las mentes inquisitivas.

ETAPAS TARD�AS. UN BREVE Y FRUCT�FERO FINAL

Lentamente, el hidr�geno que alimenta las reacciones de fusi�n nuclear se va agotando. Primero en el coraz�n de la estrella, en donde la fusi�n se realiza con mayor intensidad debido a su alta temperatura. La regi�n central, que ha perdido la fuente de energ�a con la que sosten�a su peso, se contrae y calienta, mientras a�n contin�a la transformaci�n de hidr�geno en helio en las capas adyacentes. La contracci�n de la regi�n central produce una cantidad adicional de energ�a, que la estrella utiliza para expandirse hasta cincuenta veces. Con ello aumenta en forma muy notable su luminosidad. Al mismo tiempo, la expansi�n es tan grande que la temperatura superficial disminuye apreciablemente, y la estrella adquiere un tono rojizo. Resumiendo, al agotarse el hidr�geno en el coraz�n de la estrella, �sta 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 a�n m�s masiva.

La atm�sfera de las gigantes y supergigantes se halla tan extendida, que la fuerza de atracci�n 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 m�s poderoso que la gentil brisa que sale de las estrellas durante la secuencia principal. Durante sus �ltimas etapas evolutivas, las estrellas pueden perder hasta el 80% de su masa, o una masa solar por cada mill�n de a�os. Como adem�s la estrella es relativamente fr�a y rica en ox�geno y carbono (ver adelante), alrededor de ella se forma una densa envolvente de polvo y mol�culas (Figura 27). Esta puede convertirse en un enorme halo de un a�o luz de radio, como el que se ha visto alrededor de la estrella de carb�n 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, gestar�n las nuevas generaciones estelares.

Figura 27. Betelgeuse rodeada por una peque�a 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 energ�a que compense la fuerza de gravedad. Las reacciones de fusi�n nuclear siguen siendo un candidato viable, ya que el helio y los elementos subsecuentes hasta el hierro, liberan energ�a a trav�s de ellas. Como el o los elementos resultantes de la fusi�n de un primer elemento —por ejemplo el helio del hidr�geno— 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, �sta no es la �nica condici�n para que la estrella subsista. La carga el�ctrica de los reactantes —helio, carbono, ox�geno, silicio, etc.— aumenta al irse creando elementos cada vez m�s pesados. Por ello crece la fuerza de repulsi�n entre �stos, 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 alcanz� la temperatura necesaria para fusionar hidr�geno, no todas las estrellas logran recorrer el camino completo de la fusi�n nuclear. Su papel como alquimistas c�smicos 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 est� grabado desde el momento mismo de su g�nesis, pues la m�xima temperatura que puede alcanzar depende directamente de su masa inicial. Mientras mayor es �sta, mayor es el peso que debe soportar el n�cleo estelar. Y lo hace aumentando su presi�n al contraerse y calentarse. Por lo tanto, la masa determina el n�mero de ciclos de reacciones nucleares que pueden realizarse en una estrella. Las m�s peque�as —aunque por un tiempo que parece una eternidad— se quedan al principio del camino, mientras que las m�s masivas llegan r�pidamente hasta el final.

Cuando la masa de la estrella es menos de la mitad de la masa solar, la temperatura central jam�s alcanza el punto necesario para fusionar dos n�cleos de helio. En estas estrellas s�lo se producir� helio y, en menor cantidad, nitr�geno. El fuego interno que las sostiene se agotar� al cabo de decenas de miles de millones de a�os. A un ritmo cada vez mayor, el hidr�geno se transformar� en helio en capas crecientemente m�s distantes al n�cleo. Al t�rmino de la �ltima reacci�n de fusi�n, en un breve instante c�smico, la estrella perecer� para convertirse en un objeto con propiedades muy distintas.

M�s fruct�fera, al menos en lo que se refiere a nosotros, es la actividad de estrellas m�s masivas. En ellas la temperatura supera los cien millones de grados, suficiente para unir dos �tomos de helio, y producir energ�a y nuevos elementos. De no ser por esta etapa de fusi�n nuclear, es decir, de no ser por la existencia de estrellas cuya masa es m�s de la mitad de la masa del Sol, no existir�a el autor de este o cualquier otro libro, ni lectores, ni el m�s insignificante ser vivo, pues del helio se crean dos elementos qu�micos sin los que la vida es impensable: el carbono y el ox�geno.

La estructura de las estrellas al iniciarse la fusi�n del helio se torna m�s compleja. En el coraz�n de la estrella se produce carbono, ox�geno y ne�n a partir del helio, que es a su vez gestado en la capa superior a trav�s del "quemado" de hidr�geno. Es decir, la capa superior provee el combustible necesario para la fusi�n en el estrato inferior. Esta estructura de capas se torna m�s extensa a medida que la estrella evoluciona. La evoluci�n hacia nuevas etapas de fusi�n nuclear ocurre con rapidez creciente, puesto que la energ�a 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 combusti�n del helio central dura entre diez y cien veces menos que la etapa de secuencia principal. Al agotarse el helio en el n�cleo 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 perecer� antes de que esto suceda, pues nunca alcanzar� los 500 millones de grados necesarios para iniciar la fusi�n del carbono, y mucho menos los l 000 millones de grados requeridos para la fusi�n del ox�geno.

Si la masa de la estrella es cinco o m�s veces mayor que la del Sol, el carbono y el ox�geno se fusionan para producir principalmente sodio, magnesio, f�sforo, ne�n y silicio. Y con estos �ltimos, puede finalmente la estrella crear cloro, potasio, calcio, cromo y, al t�rmino de sus d�as, hierro. Al llegar a este punto, el coraz�n de la estrella, en donde se produce la fusi�n del silicio, tiene una temperatura de 3 000 millones de grados. Por encima de �ste, en una serie de capas en las que la temperatura disminuye progresivamente, se llevan a cabo reacciones nucleares entre elementos m�s ligeros, que producen el material necesario para que las reacciones nucleares ocurran en las regiones m�s internas. Si pudi�ramos hacer un corte transversal en la estrella, como con una cebolla, ver�amos una estructura no del todo dis�mil a la de esta �ltima (ver figura 28). En estas rodajas, de todas las estrellas masivas que precedieron la g�nesis de nuestro Sistema Solar, se produjeron algunos de los elementos qu�micos 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 electr�nicos, hierro para el autom�vil, las v�as del tren, las m�quinas de la revoluci�n 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 aleaci�n de esta�o 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 qu�micos son m�s pesados que el hierro, y no es posible sintetizarlos en las entra�as de las estrellas, ya que para hacerlo es necesario consumir energ�a. Es decir, alcanzado el punto en el que el coraz�n de la estrella es de hierro, si es que logr� llegar hasta �l, la estrella se contrae sin que ninguna reacci�n de fusi�n nuclear pueda evitarlo, pues �stas ya no pueden generar energ�a. Ninguna otra reacci�n de fusi�n nuclear podr� encenderse. La estrella se apaga, y al exhalar su �ltimo aliento perece y se transforma en otra cosa. A pesar de la respetable opini�n de Arist�teles, tambi�n las estrellas son perecederas, cambiantes y, al menos a cierto plazo, tambi�n se renuevan.

Figura 28. Corte de un modelo del interior de una estrella masiva evolucionada. El n�cleo est� formado de hierro y sobre él se levantan capas sucesivas de silicio, ox�geno, carbono, helio e hidr�geno, en donde, mediante reacciones de fusi�n nuclear, se producen los elementos de la regi�n inmediatamente interior. La masa incluida entre el centro y la regi�n correspondiente se anot� al lado izquierdo del gajo, y est� en t�rminos de la masa solar (Mi)/1