El estudio de la evolución estelar es uno de los vuelos más imaginativos de la mente humana. Si contemplamos el cielo, noche a noche, las estrellas nos parecen inmutables. Las constelaciones que hoy observamos han visto nacer, crecer y morir civilizaciones enteras, sin sufrir más cambio aparente que pequeñas diferencias en sus posiciones y, a veces, cambios de brillo que suelen pasar desapercibidos para el hombre común. Sólo notamos su constante centelleo, que es como un parpadeo atónito ante la poca inteligencia con que el ser humano maneja sus asuntos.

Y, sin embargo, las estrellas evolucionan. Están constantemente liberando energía, y al hacerlo cambian su hidrógeno en helio; en esta forma envejecen. En realidad, se puede decir que las estrellas nacen, crecen, envejecen y mueren. Y la inteligencia humana ha conseguido estudiar estas transformaciones, con la inmensa ayuda que significan los computadores modernos.

Se trata de un problema complejo, que presenta dos dificultades básicas. En primer lugar, los procesos que causan esta evolución se generan en el interior de las estrellas, al cual no podemos llegar con nuestra observación; y, en segundo lugar, la vida del hombre dura algunas decenas de años, en tanto que la vida de una estrella dura miles de millones de años. Estudiar su evolución es como pedir a un ser venido de otro mundo que mire por unos instantes a un conjunto de seres humanos de diferentes edades y que, en base a esta rapidísima observación, trate de comprender cuál es nuestro proceso de envejecimiento.


Modelos

El primer problema lo solucionamos calculando modelos teóricos de las estrellas. En palabras simples, podemos decir que el cálculo de un modelo asume que las leyes físicas que se cumplen en las estrellas son las mismas que se cumplen en la Tierra. Además, contemplando el Sol, que es una estrella y es prácticamente esférico, hacemos una generalización y asumimos que en las estrellas existe simetría esférica. Partimos también de la base de que los gases que forman la estrella están en equilibrio hidrostático, o sea que la presión de ellos hacia el exterior está compensada exactamente por la atracción de gravedad hacía el interior. Si así no fuera, y la presión de los gases fuera mayor que la atracción gravitacional, la estrella haría explosión; y sus restos se perderían en el espacio; sí, por el contrario, fuera mayor la gravedad, los gases harían implosión, cayendo violentamente hacia el interior, de modo que la estrella desaparecería de nuestra vista. Es muy importante, además, considerar el proceso que produce la energía, cuál es la cantidad de energía producida por unidad de tiempo y cuál es la composición química de la estrella. Si asumimos que las variaciones de composición producidas en el interior de la estrella aún no han llegado a su superficie, podemos considerar que la composición actualmente observada, determinada mediante el espectrógrafo, corresponde a la composición inicial. Y, partiendo de esta base, podemos ir variando la composición de acuerdo con la tasa de producción de energía, en lapsos bien determinados, por ejemplo cada millón de años. En esta forma se calculan los llamados modelos evolucionarios que, en resumen, nos narran la vida de la estrella, incluyendo lo que sucede en su centro mismo.

Para resolver el segundo problema, de la escala de tiempo, recurrimos a un método de muestreo de las estrellas del cielo. Elegimos aquellas para las cuales, por algún método astrofísico, hemos determinado la temperatura superficial T y la luminosidad (o cantidad de energía emitida por unidad de tiempo) L. Si graficamos estas cantidades en dos coordenadas, poniendo la temperatura en el eje horizontal y la luminosidad (expresada en magnitudes estelares) en el eje vertical, obtenemos el llamado diagrama de Hertzsprung-Rusell, en honor de los dos astrónomos que, en forma prácticamente simultánea, lo idearon en distintas partes del mundo. Este gráfico, designado por simplicidad diagrama H-R, es un valioso auxiliar para la investigación astronómica y, en especial, para el estudio de la evolución estelar. En efecto, al dibujar en él los puntos correspondientes a las estrellas para las cuales, como dijimos, conocemos T y L, obtenemos una distribución como la que muestra la Figura 1; o sea que, sorprendentemente, las estrellas no llenan todo el gráfico, sino que ocupan zonas muy especificas de él. Existe una banda relativamente angosta, muy poblada, que se denomina secuencia principal o de las estrellas enanas, y que va desde las temperaturas y luminosidades altas (parte superior izquierda) hasta la parte inferior derecha, correspondiente a estrellas débiles y de temperatura más baja. En esta región se encuentra aproximadamente el 90% de las estrellas. Además, se encuentran estrellas en una zona de la parte superior (supergigantes), de alta luminosidad, y en una zona intermedia (gigantes). También se observan algunas estrellas bajo la secuencia principal. son las enanas blancas.

Es interesante mencionar que la temperatura de una estrella determina su color. Alrededor de los 3.000º las estrellas son rojas. Una estrella como el Sol, con una temperatura superficial de alrededor de 6.000º, es amarilla. Las estrellas con una temperatura de unos 10.000º son blancas; y las más calientes son azules. Por este motivo se habla de supergigantes rojas o azules, de gigantes rojas o enanas blancas.

Prácticamente desde que se conoció el diagrama H-R se le interpretó como una representación de la evolución estelar. Inicialmente se creyó que dicha evolución procedía primero a lo largo de las ramas gigante o supergigante, de derecha a izquierda, hasta llegar a la secuencia principal, y luego a lo largo de ésta hacia las temperaturas menores, para evolucionar luego hacia la izquierda, a la zona de las enanas blancas.

Como veremos a continuación, este concepto de la evolución era errado, pero no lo era la interpretación del diagrama como un esquema de la evolución.


Cumulos

Muy útil para el estudio de estos procesos resultó el análisis de los diagramas H-R de los cúmulos estelares, agrupaciones de estrellas que tienen movimientos comunes, de modo que se mantienen relativamente próximas, formando una unidad física desde el punto de vista gravitacional. El tipo más común lo forman los cúmulos abiertos, constituidos por algunos cientos de estrellas, embebidos en nebulosidad, y de composición química relativamente rica en elementos pesados (entendiendo en este caso por elementos pesados todo lo que no sea hidrógeno y helio); más escasos son los cúmulos globulares, formados por millones de estrellas cercanas, y, como su nombre lo indica, de forma esférica o globular: las estrellas que los constituyen son más pobres en metales (Figs. 2 y 3). Es una suposición lógica aceptar que todas las estrellas de un cúmulo determinado tienen un origen común en el tiempo, o sea que tienen la misma edad. Si se dibuja el diagrama H-R de distintos cúmulos se encuentra que algunos de ellos tienen una secuencia principal larga y bien definida, prácticamente sin rama gigante o supergigante; en otros, la secuencia principal se curva en la parte superior. En algunos, la secuencia principal es muy corta, desviándose en la parte de arriba fuertemente hacia la derecha, en forma prácticamente horizontal. En el fondo, como muestra la Figura 4, hay una secuencia de formas que varían lentamente, desde el cúmulo abierto NGC 2362 hasta el cúmulo abierto M 67 y el cúmulo globular M³. Hoy se sabe que esta diferencia progresiva se debe a distintos grados de evolución, a diferentes edades.

Es importante darse cuenta de que cuando se calcula un modelo estelar, las características físicas externas obtenidas deben reproducir las características observadas; si así no fuera, hay que repetir los cálculos, cambiando los parámetros iniciales hasta lograr un completo acuerdo. Este método se llama iteración. Es fácil darse cuenta de que, si a estas iteraciones agregamos la montaña de cálculos que implican los modelos evolucionarios, nos encontramos ante una tarea prácticamente imposible de realizar sin la ayuda de un computador. Cálculos que habrían tomado millones de horas-hombre para realizarse, y que tal vez nunca se hubieran realizado debido al tiempo involucrado y a las probabilidades de error, pueden hacerse ahora en forma rutinaria en pocos minutos. Este explica el enorme avance del estudio de los interiores estelares y de la evolución estelar en las últimas décadas.

En resumen, nosotros no podemos seguir la vida de una estrella determinada desde su nacimiento hasta su muerte. Sin embargo, analizando distintas estrellas y mediante el cálculo de modelos evolucionarios, podemos estudiar suficientes etapas de su desarrollo como para escribir una biografía. Y esto es lo que trataremos de hacer en los párrafos siguientes. Los modelos van entregando pares de valores temperatura-luminosidad; cada uno de estos pares origina un punto en el diagrama H-R; y este punto corresponde a un instante de la vida de la estrella. Uniéndolos todos, obtendremos una línea que recibe el nombre de camino evolucionario y que es un resumen de la vida de la estrella.


Nacimiento

En toda nuestra galaxia, la Vía Láctea, así como en otras galaxias, existen entre las estrellas nubes de materia interestelar, formadas por gas y polvo, con densidades típicas de unas pocas partículas por centímetro cúbico. Es en estas nubes donde nacen las estrellas, prácticamente por casualidad (Fig. 5). En efecto, el movimiento de los gases y el polvo dentro de las nubes, y de las nubes mismas dentro del conjunto hace que la distribución del material varíe, produciendo regiones de densidad levemente mayor que la de las zonas que las rodean. Debido a la atracción gravitacional, el gas y el polvo comienzan a acumularse en estas zonas, en un proceso que puede durar millones de años; se forman así condensaciones que, al alcanzar una densidad suficiente, comienzan a contraerse; al mismo tiempo, pueden seguir atrayendo más material; el conjunto se acerca cada vez más a la forma esférica. Se dice entonces que se ha formado una protoestrella. Si quisiéramos ubicaría en el diagrama H-R, se encontraría en una región muy alejada hacía la derecha y hacia abajo. A medida que la gravedad aumenta en la protoestrella, ésta se sigue contrayendo haciéndose cada vez más densa con el consiguiente aumento de temperatura: la protoestrella se encuentra en la etapa de la producción de energía por contracción gravitacional. El punto que representa a la estrella en el díagrama H-R se mueve hacia la izquierda, ya que aumenta su temperatura, y hacia arriba, ya que al producir energía por contracción gravitacional la protoestrella comienza a hacerse cada vez más luminosa. Este proceso continúa hasta que la temperatura interior se hace lo suficientemente alta como para que empiecen las reacciones nucleares (algunos millones de grados). Entonces comienza la adaptación de la protoestrella a las nuevas condiciones, hasta que alcanza una situación de equilibrio: el punto que la representa se sitúa en la secuencia principal. Así ha nacido una estrella.


Enanas

La escala de tiempo de la contracción gravitacional, así como la posición que la estrella recién nacida ocupa en la secuencia principal, depende de la masa que se condensa inicialmente. Mientras mayor es la masa, más arriba en la secuencia principal se ubica la estrella y menor es el tiempo que demora en llegar a ese punto. Una estrella como el Sol se puede demorar unos diez millones de años en iniciar su vida en la secuencia principal, en la posición indicada en la figura 1. Por otra parte, las protoestrellas muy masivas se contraen hasta un tamaño similar al de nuestro sistema solar en solamente unos diez mil años, y llegan a un punto de la secuencia principal situado más arriba, correspondiente a una temperatura y luminosidad más alta. Las estrellas más masivas conocidas tienen unas 100 veces la masa del Sol, en tanto que las menos masivas tienen del orden de 0.1 a 0.2 masas solares. Las masas de gas de alrededor de un 7% de la masa del Sol pueden no calentarse nunca lo suficiente como para que comiencen las reacciones nucleares en su interior; radian toda su energía mediante la contracción gravitacional hasta convertirse en masas frías y oscuras, invisibles para nosotros. Son las llamadas enanas negras. Muchas veces se ha considerado que Júpiter, cuya masa es un milésimo de la masa solar, puede ser una estrella que nunca nació.

Una estrella cualquiera permanecerá la mayor parte de su vida en la secuencia principal, por ello esta zona se ve mas poblada de estrellas que el resto del diagrama H-R. En esta etapa no permanece inmutable: produce energía, cambia su hidrógeno en helio a una tasa que depende de la temperatura del interior: mientras mayor es la temperatura, más luminosa es la estrella, mayor la cantidad de energía que produce y, por lo tanto, mayor la cantidad de hidrógeno que consume y más rápido su envejecimiento. Las estrellas menos masivas, por otra parte, tienen temperaturas interiores más bajas y su consumo de hidrógeno es menor, por lo que su evolución es más lenta.


Edad

Consideremos la evolución de una estrella como el Sol. Los cálculos sobre su consumo de energía demuestran que ya ha vivido alrededor de cinco mil millones de años. Dentro de otros cuatro a cinco mil millones de años, cuando las reacciones nucleares hayan convertido en helio la mayor parte del hidrógeno del núcleo, se empezarán a producir cambios más notorios. La combustión del hidrógeno no podrá continuar y la temperatura no será aún suficientemente alta para que comience la combustión del helio. Entonces el núcleo se contraerá por efecto de la gravedad. Esto hará que la temperatura del centro se eleve rápidamente y comenzarán a producirse las reacciones nucleares del hidrógeno en las capas que rodean el núcleo. Este proceso se irá repitiendo, de modo que la producción de energía se realizará cada vez más hacia el exterior. Debido a esto, las capas más superficiales de la estrella comenzarán a expandirse, y la estrella aumentará de tamaño, bajando su temperatura debido a la expansión. Cuando el Sol tenga unos 10.000 millones de años, su diámetro será alrededor del doble de lo que es ahora y su brillo será aproximadamente el doble de lo que era cuando nació. A partir de entonces, la evolución se acelerará. En los mil millones de años siguientes la estrella duplicará nuevamente su diámetro, moviéndose rápidamente hacia la región de las gigantes rojas. Solo 100 millones de años después su tamaño será 50 veces mayor que el tamaño inicial y su brillo habrá aumentado en unas 500 veces, aun cuando su temperatura será sólo alrededor de unos 2 000º C. Evidentemente que este proceso significará la muerte de la vida en la Tierra, ya que el Sol abrasará sus cuatro planetas interiores. Los océanos se evaporarán y los vapores cubrirán la tierra con espesas nubes.

La etapa siguiente será compleja pero muy corta, Con la elevación de la temperatura en el interior debido a la contracción gravitacional, comenzarán las reacciones nucleares, del helio, de modo que tres núcleos de este elemento se fusionarán para producir un núcleo de carbón. Sin embargo, el proceso se interrumpirá rápidamente debido a que, al acomodarse a las nuevas condiciones físicas, se producirá en el núcleo una explosión (relámpago de helio). Entonces bajará la temperatura del centro y la combustión del hidrógeno en las capas exteriores al núcleo se detendrá. La envoltura exterior de la estrella volverá a contraerse, con la consiguiente disminución del brillo debido al menor tamaño. Este proceso durará unos 10.000 años. Finalmente, la temperatura central se elevará nuevamente debido a la contracción, alcanzando unos 100 millones de grados, y el helio comenzará nuevamente a convertirse en carbón. Cuando todo el núcleo de helio se haya convertido en carbón, la zona de combustión comenzará nuevamente a correrse hacia afuera, pero, esta vez, consumiendo el helio. La estrella estará formada por un núcleo inerte de carbón, rodeado por una zona donde se realizarán las reacciones nucleares del helio, y más afuera otra zona donde se efectuará la combustión del hidrógeno. La estrella volverá a la fase gigante con una rapidez de un orden 100 veces mayor que la primera vez. En esta etapa se pueden producir fluctuaciones en tamaño debido a repetidas explosiones de las capas de helio.

Este proceso es similar para estrellas con masas comprendidas entre unas cinco masas solares y las masas más pequeñas observadas. Para este grupo éstas son las últimas etapas de la vida, antes de dirigirse inexorablemente hacía su muerte. Para estrellas más masivas, este ir venir hacia y desde la rama gigante o supergigante se puede repetir. En efecto, ya dijimos que la mayor masa implica mayor temperatura. A su vez, esto implica que, agotado el helio, se pueden producir en el interior otras reacciones nucleares. Por ejemplo, si la estrella comienza su vida en la secuencia principal con una masa de alrededor de 10 veces la masa solar, las reacciones nucleares no se detendrán con la formación del núcleo de carbón. Este núcleo se contraerá y su temperatura se elevará a unos 600 millones de grados, iniciando la fusión del carbón para formar oxigeno, neón y magnesio. Cuando se agote el carbón, se repetirá la contracción hasta que temperaturas más altas permitirán la transformación del magnesio en azufre y, finalmente, de éste en fierro. Nuevamente, cuando una determinada reacción deja de producirse en el núcleo para pasar a las capas que lo rodean, la estrella aumenta de tamaño para dirigirse a la rama supergigarite, volviendo atrás cuando la temperatura se hace insuficiente para que la reacción continúe. Cuando la estrella ha formado su núcleo de fierro, la muerte es inminente.

Las características de la evolución de las estrellas de un cúmulo al alejarse de la secuencia principal permiten estimar la edad del cúmulo. En efecto, la secuencia principal tal como aparece en la Figura 1 es la zona en la cual las estrellas comienzan sus reacciones nucleares, es decir, nacen. Se llama, por esto, secuencia principal de la edad cero. A medida que pasa el tiempo, la evolución avanza con mayor rapidez para las estrellas más masivas y de mayor temperatura, que se alejan de la secuencia principal de la edad cero antes que las estrellas más frías. Por este motivo, la parte superior de la secuencia principal de algunos cúmulos se curva hacia la derecha. Y mientras más viejo es el cúmulo, más abajo comienza a observarse esta curvatura, ya que más estrellas, con temperaturas cada vez menores, han tenido tiempo de evolucionar en su secuencia hacía la rama gigante (Fig. 6). De este modo, observando el punto en que la secuencia principal del cúmulo comienza a alejarse de la secuencia principal de la edad cero, se puede estimar la edad del cúmulo. A partir de la figura 4 podemos deducir, en consecuencia, que los cúmulos globulares, cuyos diagramas H-R son todos similares al del cúmulo M³ que allí aparece, son muy viejos. Por ejemplo, la edad estimada del cúmulo NGC 2362 es del orden de un millón de años, en tanto que los cúmulos globulares tienen edades estimadas del orden de unos 10.000 millones de años.

El tipo de muerte de una estrella también depende de su masa: mientras más masivas son, más estrepitosa y espectacular es su muerte.

Consideremos primero una estrella de 5 masas solares o menos, lo que incluye a nuestro Sol. Ya vimos que, después que se forma el núcleo inerte de carbón, la estrella se dirige inexorablemente hacia su muerte. El núcleo se contrae, pero su temperatura no alcanza a elevarse lo suficiente para que comiencen las reacciones nucleares del carbón. Sin embargo, la elevación de la temperatura interna provoca una expansión de las capas superficiales, con el consiguiente enfriamiento. La fuerza de gravedad ejercida sobre ellas desde el interior llega a hacerse tan débil que la presión ejercida hacía el exterior por la radiación de la estrella es suficiente para hacerlas escapar: una vasta capa de gas se expande en el espacio, formando una nebulosa planetaria (Fíg. 7). A medida que los gases de la nebulosa se expanden y se tornan más tenues, el núcleo que quedó atrás se hace visible como una estrella de alta temperatura, cuya radiación ultravioleta excita la capa de gas en expansión de modo que la nebulosa despliega sus hermosos colores. Todas las estrellas que en esta etapa de su vida contienen 1.4 masas solares o menos sufren el mismo destino. Todas o la gran mayoría vienen de la fase de gigantes rojas y pueden pasar por las fases de ser estrellas centrales de una nebulosa planetaria. Las que no pasan por esta etapa pierden su masa de alguna manera distinta, tal vez durante la etapa gigante. En todo caso, en alguna forma pierden gran parte de su masa original. Las estrellas como el Sol y otras masas similares a la de éste cuando estaban en la secuencia principal, pueden contener en esta etapa sólo la mitad de la masa solar. Y estrellas que contienen entre 4 y 5 masas solares en el momento de comenzar sus reacciones nucleares pueden llegar en esta etapa a solo 1.4 masas solares.

Cuando los fuegos nucleares del interior mueren definitivamente estas estrellas prácticamente núcleos desnudos de la estrella que fueron, continúan disminuyendo de tamaño hasta alcanzar una condición estable, el estado de enanas blancas, con un radio de unos pocos miles de kilómetros y una densidad del orden de unas decenas de toneladas por centímetro cúbico. Cuando la materia alcanza este estado se habla de materia degenerada; es esta enorme densidad (esta degeneración de la materia) la que sostiene la estrella contra un completo colapso gravitacional y le permite continuar en la condición estable que hemos mencionado. Una enana blanca tiene un tamaño comparable al de la Tierra; por esto, aunque su temperatura es muy alta, mayor que la del Sol, su brillo total es muy pequeño.

Algunas veces se produce en esta etapa un repentino aumento de brillo de la estrella, se trata de una nova, millones de veces más brillante que la estrella que le dio origen y que produce la ilusión del nacimiento de una nueva estrella, en circunstancia de que en realidad es el último suspiro antes de la muerte.

Actualmente se cree que este fenómeno se produce cuando la enana blanca forma parte de una estrella doble; entonces es posible que, en forma más o menos repentina, gran cantidad de materia caiga hacia la enana blanca desde su compañera aportando combustible nuevo para que se produzcan reacciones nucleares` en la superficie, produciendo el súbito aumento de brillo. La luminosidad de una nova comienza a diminuir en forma casi inmediata, al principio con rapidez y después más lentamente: la estrella vuelve a su débil brillo inicial en unos pocos meses.

A medida que envejecen las enanas blancas, ya incapaces de producir energía por ningún medio, radian su propio calor de modo que se enfrían gradualmente; de blancas pasan a ser amarillas y después rojas: finalmente, después de millones de millones de años se transforman en enanas negras, que ya han radiado todo su calor, frías cenizas muertas de astros antes esplendorosos. Cuando el Sol pase a convertirse en una enana blanca, la Tierra también se enfriará. Las nubes que la rodearon durante la etapa de gigante roja del Sol se condensarán, la lluvia caerá sobre la Tierra calcinada, los océanos se volverán a llenar, y caerá nieve de anhídrido carbónico. Un frío cada vez mayor envolverá el planeta, los océanos se congelarán y, lentamente, una edad de hielo eterna caerá sobre la Tierra, que fue nuestro hogar.

La Figura 8 muestra en forma muy esquemática el camino evolucionario de una estrella como el Sol, desde poco antes de su nacimiento hasta su muerte como enana negra.

Para las estrellas más pesadas la historia es diferente. Después de la etapa de supergigante roja, las condiciones en el centro cambian tan rápidamente que se hace muy difícil calcular los modelos adecuados, a pesar de la invaluable ayuda de los computadores. Por este motivo se han propuesto varias teorías basadas en modelos diferentes acerca de lo que acontece. Aquí expondremos una de las versiones de la historia.


Supernovas

Consideremos una estrella de 5 a 10 masas solares. Ya dijimos que, al formarse el núcleo de hierro, la muerte es inminente. Dicho núcleo se contrae y comienza a calentarse de nuevo. Eventualmente la temperatura llegará a ser tan alta como para que se comiencen a producir las reacciones nucleares del hierro. Pero esto llama al desastre, porque los núcleos de hierro tienen propiedades totalmente diferentes de las otros núcleos: al sufrir una reacción nuclear absorben energía en vez de producirla; luego no queda energía disponible para que el núcleo se siga calentando. El núcleo contrarresta esta falta de energía nuclear contrayéndose y calentándose todavía más, debido a la contracción gravitacional. Entonces el hierro se puede dividir (fisionar) en núcleos más livianos. absorbiendo aun más energía. Se produce un círculo vicioso y el proceso queda, por último, totalmente fuera de control. En materia de segundos (un tiempo fantásticamente corto para una estrella que ha vivido millones y millones de años), el núcleo colapsa y se calienta de forma catastrófica. La materia de las capas exteriores cae sobre el núcleo colapsado, y los electrones penetran en los protones para formar neutrones, partículas que tienen la misma masa que los protones pero que son, como su nombre, lo indica, eléctricamente neutras: se produce la neutronización de la materia. En el proceso se libera una gran cantidad de neutrinos, partículas de las que ya hablamos. En esta etapa del colapso. las capas exteriores de la estrella son tan densas que detienen a los neutrinos y, al hacerlo, son empujadas por ellos con gran fuerza, de manera que se alejan violentamente del núcleo. Se generan así intensas ondas de choque, verdaderas explosiones sónicas que atraviesan la materia que se expande, posiblemente formando en su travesía elementos químicos más pesados que el hierro. Con una tremenda explosión la estrella se destruye y en el cielo aparece una espectacular supernova. En los días y semanas que siguen a la explosión, la cantidad de energía liberada por la supernova puede igualar a la cantidad emitida por toda la galaxia a la cual pertenece: su luminosidad ha aumentado en cientos de millones de veces. Algún tiempo después el brillo comienza a disminuir, pero el proceso total es muchísimo más largo que el de una nova.

Al producirse la supernova, sólo queda atrás el núcleo desnudo de la estrella; pero ahora no se trata de una enana blanca; la masa residual será mayor que 1.4 masa solar, aunque menor que 2 a 3 masas del Sol. Debido a la explosión, el núcleo se contrae aún más, la neutronización continúa, y finalmente, se forma una estrella de neutrones, que puede llegar a tener un diámetro de tan sólo 20 kilómetros, pero con una densidad de 10 millones de toneladas por centímetro cúbico.

¿Cómo puede ser una estrella de neutrones? Es posible que tenga una corteza cristalina, sólida. de algunos cientos de metros de espesor, rodeada por una atmósfera que contendría en conjunto la fotosfera, la cromosfera y la corona y que, posiblemente, alcanzaría sólo unos pocos centímetros de altura. Dado que la superficie sería cristalina, podrían existir en ella irregularidades semejantes a montañas, pero debido a la enorme atracción gravitacional (que puede ser del orden de 100 mil millones de veces la que existe en la Tierra), es posible que dichas montañas sobresalgan apenas por sobre la atmósfera.

Por otra parte, en este fenómeno hay que considerar también la existencia de un campo magnético. Antes del colapso, el núcleo tiene sólo un campo magnético débil. Pero a medida que el núcleo se contrae, el campo magnético se va concentrando, lo que significa que, simultáneamente, se va haciendo más intenso. Cuando el núcleo llega al tamaño de una estrella de neutrones, el campo magnético se hace sumamente poderoso, más intenso que todo lo que podamos producir en la Tierra. Por ejemplo, si el Sol se contrayera hasta tener el tamaño de una estrella de neutrones, con un cambio de su radio de 700.000 hasta alrededor de 10 km., su campo magnético aumentaría desde un gauss (que es el campo magnético promedio del Sol) hasta 5.000 millones de gauss. En consecuencia, es totalmente razonable suponer que las estrellas de neutrones tienen campos magnéticos de miles de millones de gauss.


Pulsares

Cuando la teoría predijo la existencia de las enanas blancas, éstas ya se habían observado y estaban ubicadas en el diagrama H-R. Pero cuando las estrellas de neutrones se discutieron por primera vez teóricamente en los años 30, parecía imposible llegar a observar alguna: ni siquiera se tenía una idea clara sobre cómo se podrían observar.

Sin embargo, en 1967 los radio-astrónomos detectaron por primera vez un objeto extraño, una radiofuente pulsante, o sea que emitía una rápida secuencia de pulsos muy cortos y espaciados en forma muy regular. Estos objetos recibieron el nombre de pulsares, y actualmente se conocen más de 300. Pronto se quiso interpretar su comportamiento y se llegó a la conclusión de que sólo se podía tratar de estrellas de neutrones en rápida rotación. El descubrimiento de los pulsares es, en consecuencia, el descubrimiento de las estrellas de neutrones. Una de las teorías más aceptadas para explicar la emisión de los pulsos es la teoría del faro. Consideremos un faro situado en la costa, cuya luz penetra muchos kilómetros en el océano hasta un punto en el cual hay un barco. A medida que el fanal gira, el haz de luz pasa por el barco rápidamente, desapareciendo después para volver a aparecer cuando se ha realizado una rotación completa. Análogamente, un pulsar sería una estrella de neutrones en rápida rotación que emitiría su radiación en forma de un haz, de modo que en la Tierra vemos un pulso cada vez que dicho haz nos alcanza, al completar una rotación. Esta teoría, sin embargo, debe explicar por qué la radiación se emite en forma de un haz. Este problema es más complejo, pero se cree que el fenómeno está relacionado con el poderoso campo magnético de las estrellas de neutrones.

En todo caso, la identificación de las estrellas de neutrones con los pulsares está confirmada por algunos hechos adicionales. En efecto, la temperatura superficie estimada para las estrellas de neutrones (del orden de 10 millones de grados) implica que ellas deben ser emisoras intensas en la región de los rayos X. Podría entonces esperarse que donde hay una estrella de neutrones haya una fuente de rayos X y un pulsar. En la nebulosa del Cangrejo (Fig. 9), remanente de una supernova, se detectó una fuente de rayos X mediante observaciones con cohetes desde fuera de la atmósfera. Por otra parte, en la misma nebulosa se detectó el pulsar NP 0532 y posteriormente se encontró que en la posición del pulsar existía una estrella pequeña que emitía destellos cada 0.033 segundos, exactamente el mismo periodo de las pulsaciones en las longitudes de onda de radio. De este modo se confirmó la relación entre los tres fenómenos y, además, posiblemente, la relación de ellos con las supernovas.


Hoyos negros

¿Qué pasa cuándo la estrella llega a la secuencia principal con una masa mayor que unas 10 masas solares? En el caso de las enanas blancas y las estrellas de neutrones, la degeneración impide el colapso total del núcleo. Pero en el caso de que la masa remanente después de la explosión de la supernova sea mayor que unas 3 masas solares, como puede suceder con las estrellas más masivas, el colapso pasa por la etapa de la estrella de neutrones, sin que la degeneración de éstos sea capaz de detenerlo y el núcleo continúa haciéndose más y más denso. La fuerza de gravedad se hará tan intensa que la radiación proveniente de la estrella tendrá cada vez mayores dificultades para escapar, y llegará un momento en que la luz emitida en un punto orbitará alrededor de la estrella (Fig. 10). La esfera dentro de la cual la luz puede orbitar recibe el nombre de esfera de fotones, y su radio se puede calcular en forma teórica. Por ejemplo, para una estrella de tres masas solares, el radio de la esfera de fotones es 13.5 kilómetros. Pero la contracción continúa y llegará un momento en que la luz ni siquiera podrá orbitar la estrella, sino que no podrá escapar de ella de ninguna manera: la estrellase habrá transformado en un hoyo negro. Toda evidencia externa de su existencia desaparecerá, quedando sólo su campo gravitacional como indicación de posición en el espacio Este es un fenómeno relacionado con la relatividad general, y las ecuaciones que lo gobiernan fue planteadas por Einstein. La solución a estas ecuaciones fue laborada por Schwarzschild, y este motivo el radio para el cual la luz ya no puede salir de la estrella se llama radio de Schwarzschild o radio gravitacional. El radio de la esfera de fotones es exactamente una vez y media el radio gravitacional. La superficie esférica correspondiente a dicho radio recibe el nombre de horizonte de eventos. Cuando la estrella llega a ser menor que su horizonte de eventos, nada puede detener su contracción. En el hecho, la teoría matemática predice que en su camino hacia el olvido la estrella, teóricamente, se contraerá hasta hacerse submicroscópica y finalmente llegará a tener un radio cero, situación que parece imposible de concebir. Este punto, correspondiente a radio cero y densidad infinita, recibe el nombre de singularidad. Entonces, la teoría predice que "en todo hoyo negro hay una singularidad".

¿Podemos detectar un hoyo negro? Difícil como parece, no es imposible. Debido a su intenso campo gravitacional, un hoyo negro atrae materia, que será acelerada hacia él. Parte de esta materia caerá directamente en el hoyo negro y nunca se la volverá a ver; sin embargo otra parte comenzará a orbitar alrededor del hoyo negro, a gran velocidad, formando un disco de acreción. Lo más probable es que este gas en órbita se calentará. Los cálculos teóricos demuestran que este calentamiento será tan grande que el gas radiará intensamente en la región del espectro correspondiente a los rayos X. De modo que a pesar de que no podamos observar directamente el hoyo negro, deberíamos poder observar los rayos X provenientes del disco de acreción. Un caso muy convincente es el de la fuente de rayos X Cygnus X-1. Esta es la primera fuente de rayos X en la cual se detectaron variaciones de intensidad en una escala de tiempo de milisegundos. Luego se encontró radiación en las longitudes de onda de radio, proveniente de la misma zona y finalmente en la posición correspondiente a estas radiaciones se encontró una estrella de novena magnitud, o sea no visible a ojo desnudo. La identificación de la radiofuente con la fuente de rayos X era indudable, ya que ambas sufrían abruptos cambios de intensidad en forma instantánea. Un análisis del espectro de la estrella observada en el visual demostró que se trata de una supergigante azul, de unas 15 masas solares. Por otra parte, el espectro indica también que existe una compañera invisible, de tal modo que orbitan una en torno a la otra con un periodo de 5.6 días. Además, la órbita permite deducir que la compañera invisible tiene, con toda seguridad, más de cuatro masas solares; la mejor estimación es 8 masas solares. Esta masa es tanto mayor que las 2 ó 3 masas solares necesarias requeridas por la teoría para tener un hoyo negro, que parece que aún tomando en cuenta todas las incertezas encerradas tanto en las medidas como en los cálculos teóricos, hay demasiada masa para que la estrella invisible pueda estabilizarse como una de neutrones. En consecuencia, la mayoría de los astrónomos creen que en Cygnus X-1 se ha encontrado un agujero negro.


Núcleo síntesis

Las explosiones de supernovas en el caso de las estrellas masivas, e incluso la expulsión de nebulosas planetarias en el caso de estrellas de menor masa, tienen una consecuencia interesante: enriquecen la galaxia en elementos pesados. En efecto, al formarse la primera generación de estrellas después de la explosión que dio origen al Universo, se condensó la materia prima existente en ese momento, prácticamente sólo hidrógeno. Luego, al iniciarse las reacciones nucleares en el interior de estas estrellas, se comenzaron a formar elementos más pesados en un proceso que se designa con el nombre de nucleosíntesis y que, aunque no lo hemos explicado en detalle, se puede entender en forma general en lo que ya hemos dicho: cada reacción nuclear del tipo fusión produce un elemento químico más pesado que aquellos que se fusionan. Al producirse luego la explosión de la supernova estos elementos químicos nuevos son expulsados al exterior de la estrella, de modo que la materia interestelar se contamina, enriqueciéndose. Las estrellas formadas posteriormente serán más ricas en elementos pesados, lo que nos proporciona una confirmación adicional del esquema general de evolución estelar aquí descrito. En efecto, ya mencionamos que los cúmulos globulares son los más antiguos de todos y, a su vez, son muy pobres en elementos pesados: se les puede considerar formados por estrellas de una primera generación. En cambio los cúmulos abiertos, más jóvenes, corresponderían a generaciones posteriores de estrellas, segunda o tal vez tercera; es decir se habrían formado cuando ya la materia interestelar se encontraba enriquecida por otros elementos químicos y su análisis espectral revela que tienen un contenido metálico más alto que el de los cúmulos globulares.

Podemos terminar diciendo, como Friedman en su libro "The Amazing Universe": "La Astronomía es una gran empresa humana, internacional en sus ideas y realizaciones, en la cual participan miles de científicos, técnicos, ingenieros y artesanos. Sus instrumentos son los más maravillosamente precisos, exquisitamente delicados e increíblemente sensibles que el genio del hombre puede producir. Ahora, su capacidad se ha extendido gracias al uso de los computadores; para los teóricos, estas máquinas capaces de realizar milagros pueden recrear la biografía de las estrellas y las galaxias, comprimiendo miles de millones de años de evolución en unos pocos minutos". La increíble historia que acabamos de narrar, en que la mente del hombre ha elaborado la teoría de las enanas blancas, las estrellas neutrónicas y los hoyos negros así lo prueban.