¿Cómo nace y cómo muere una estrella?

De Nebulosa a Nigredo: El Breve y Brillante Baile de las Estrellas

El universo, vasto y enigmático, alberga incontables soles, cada uno con una historia única escrita en el lenguaje del plasma y la gravedad. Pero ¿cómo nacen estas colosales esferas de fuego? ¿Y cómo culminan sus existencias, a veces en un espectáculo de pirotecnia cósmica, otras en un silencioso desvanecimiento? La respuesta reside en un ciclo vital fascinante, regido por la inexorable danza entre la gravedad y la energía nuclear.

El inicio de la vida estelar se encuentra en las nebulosas, inmensas nubes de gas y polvo cósmico, verdaderos viveros estelares. Estas nebulosas, a veces restos de supernovas previas, son regiones de baja densidad donde la gravedad, aunque débil, juega un papel crucial. En ciertas zonas, la concentración de materia supera un umbral crítico, iniciando un proceso de colapso gravitatorio. La materia se comprime cada vez más, incrementando la temperatura y la presión en su núcleo. En este proceso de contracción y calentamiento, se forma una protoestrella, un embrión estelar aún sin la capacidad de generar energía por fusión nuclear.

Esta etapa protostelar es un periodo de inestabilidad, caracterizado por la intensa actividad magnética y la emisión de chorros bipolares de materia. Finalmente, cuando la temperatura y la presión en el corazón de la protoestrella alcanzan valores críticos –aproximadamente 10 millones de grados Celsius–, se inicia la fusión nuclear del hidrógeno en helio. Es en este momento que la protoestrella se convierte en una estrella de secuencia principal, entrando en la fase más estable y larga de su vida. Aquí, el equilibrio entre la fuerza gravitatoria hacia el interior y la presión de radiación hacia el exterior mantiene a la estrella en un estado de relativa quietud, brillando intensamente gracias a la energía liberada por la fusión nuclear.

Sin embargo, este equilibrio es temporal. El combustible estelar, el hidrógeno, no es infinito. Una vez agotado, el destino de la estrella depende críticamente de su masa inicial.

Las estrellas menos masivas, como nuestro Sol, experimentarán una evolución más tranquila. Tras agotar el hidrógeno en su núcleo, se expanden convirtiéndose en gigantes rojas, fusionando helio y otros elementos más pesados en capas externas. Finalmente, expulsan sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria, dejando tras de sí un remanente estelar: una enana blanca, un objeto extraordinariamente denso y compacto que se irá enfriando lentamente durante billones de años.

Las estrellas más masivas, en cambio, culminan sus vidas de forma mucho más espectacular. Tras agotar su combustible, sufren colapsos gravitatorios catastróficos que desencadenan una supernova, una explosión colosal que libera una energía equivalente a la de varias estrellas en segundos. Estas explosiones son tan brillantes que pueden eclipsar brevemente a toda su galaxia. El remanente de una supernova depende de la masa inicial de la estrella: si esta era relativamente baja, se forma una estrella de neutrones, un objeto aún más denso que una enana blanca, compuesto principalmente de neutrones. Para las estrellas más masivas, la supernova deja tras de sí el objeto más enigmático del universo: un agujero negro, un pozo gravitatorio tan intenso que ni siquiera la luz puede escapar.

Así pues, el ciclo vital estelar es un proceso complejo y fascinante, donde la masa es la variable que dictamina el final de una vida estelar, ya sea en un silencioso desvanecimiento o en una gloriosa explosión. Cada estrella, desde las enanas rojas más longevas hasta las hipergigantes azules de corta vida, cuenta una historia épica en el inmenso teatro cósmico.