Las grandes estrellas

Steve Nerlich

Las estrellas tienen todo tipo de formas, tamaños y edades. Algunas enanas blancas podrían ser casi tan antiguas como el propio universo. Durante ese periodo, sin embargo, se han formado y han desaparecido muchas generaciones de estrellas mucho más grandes y con vidas mucho más cortas. Ni siquiera estamos realmente seguros de lo grande que puede llegar a ser una estrella. Continúa el debate sobre si las estrellas del universo temprano eran realmente grandes o si son necesarios los metales, es decir, elementos más pesados que el hidrógeno y el helio para que se formen estrellas realmente grandes. Por un lado el universo primitivo era más denso, creando oportunidades para el agrupamiento de grandes volúmenes de material, pero por otro lado el universo primigenio era mucho más caliente. Muchos teóricos dudan que hidrógeno ionizado caliente pueda agruparse de forma efectiva y lo que realmente se necesita es hidrógeno molecular frío y estable o H2. Este H2 no parece ser el principal componente de las zonas de formación estelar donde nacen las estrellas de nuestro universo moderno.

La presencia de metales, producida por las anteriores generaciones de estrellas, probablemente ayuda a la refrigeración local de hidrógeno absorbiendo la radiación adicional. Así puede ser que las primeras estrellas del universo fueran pequeñas y que sean las que vemos hoy las que son realmente grandes. Probablemente necesitamos el telescopio espacial James Webb para superar esta controversia.

En cualquier caso, hoy en día hay estrellas grandes. La estrella más grande que conocemos, en términos de tamaño, es VY Canis Majoris, que puede tener cerca de los tres millones de kilómetros de radio, lo que significa que ocuparía la órbita de Saturno en nuestro sistema solar, pero este tamaño es debido en parte a que es una gigante roja o una supergigante roja para ser más específicos. Cuando el Sol se convierta en una gigante roja dentro de unos cinco mil millones de años, crecerá hasta los 300 millones de kilómetros de radio y, por tanto, ocupando la órbita de la Tierra, por lo que VY Canis Majoris está haciendo trampas.

Está haciendo trampas porque VY Canis Majoris no era así de grande cuando era una estrella de la secuencia principal. Si definimos las estrellas más grandes en términos de masa en lugar del volumen, cambia la historia. La estrella confirmada como más masiva es NGC 3603-a, con 116 masas solares y que pone a VY Canis Majoris en su lugar, ya que sólo tiene 30 o 40 masas solares. Además se ha detectado incluso una estrella que parece tener una masa estimada de alrededor de 265 masas solares, R136a1, que es lo que algunos llaman una estrella imposiblemente masiva.

Hay quien dice que no puede haber estrellas más grandes de unas 150 masas solares porque debe haber un punto más allá del cual ninguna estrella puede asimilar más masa. Esto es debido a que cuanta más masa tiene una estrella, más caliente y luminosa se hace,  hasta llegar a un punto en el que la presión de radiación supera su propia gravedad, por lo que lanza su masa en forma de viento estelar, y estamos hablando de un viento estelar realmente fuerte.

Si es cierto que R136a1 tiene una masa superior a 265 masas solares, entonces puede haber tenido más de 300 masas solares en algún momento anterior en su vida, y puede esperarse que siga lanzando enormes cantidades de masa hasta que haya perdido más del 50% de la masa con la que comenzó.

Una vez que las estrellas muy masivas se han deshecho de grandes cantidades de masa por este procedimiento, se ven rodeadas de gruesas nubes de gas, que llamamos nebulosas de viento. Por otro lado, llamamos estrellas Wolf-Rayet, a aquellas estrellas que tienen tales nebulosas de viento.  La mayoría de estrellas Wolf-Rayet están muy por debajo de 150 masas solares. De hecho, la mayoría estrellas que inicialmente se ha estimado que tenían más de 150 masas solares, posteriormente han visto revisada a la baja tal estimación a medida que han ido mejorando las tecnologías de medición.

Se cree que una estrella con más de 140 masas solares se destruirá a sí misma de forma relativamente rápida como una supernova, proceso en el que los efectos cuánticos impiden que la presión de radiación de frene el colapso de la estrella. Las estrellas menos masivas sufrirán a un colapso convencional del núcleo a medida que aumenta el núcleo de hierro en su interior, que colapsará cuando alcance el límite de Chandrasekhar, y cuanto más masiva es una estrella más rápidamente alcanzará ese límite.

Se cree que cualquier estrella por encima de unas 40 masas solares no vive lo suficiente para alcanzar la fase de gigante roja y se convierte en hipernova, una explosión unas 100 veces más luminosa que una supernova estándar. Una hipernova produce un agujero negro y dos  breves pero muy intensas ráfagas de rayos gamma desde cada polo.

Por debajo de las 40 masas solares, las grandes estrellas viven el tiempo suficiente para convertirse en gigantes y supergigantes rojas. VY Canis Majoris tiene un peso situado en el límite superior, pero dentro del peso adecuado por lo que bien puede ser una de las mayores supergigantes rojas en el universo. Pero siendo tan masiva, VY Canis Majoris en algún momento acabará como supernova. La mayor parte de la masa de una gigante roja permanece concentrada en su núcleo, que es donde está toda la acción.

Estrellas se convierten en gigantes rojas porque la fusión de hidrógeno producida en el núcleo de la estrella hace que esta se expanda, pero este efecto se debilita a medida que disminuye la cantidad de hidrógeno –esto hace que la estrella se contraiga– y hace que el núcleo se caliente lo suficiente como para empezar a fusionar el helio que se ha acumulado. La fusión del helio es un proceso que produce mucha más energía que la fusión de hidrógeno –así una presión de radiación más potente empuja hacia fuera a la estrella, aunque realmente sólo son las capas exteriores las que se expanden.

Si cabe esperar que cualquier estrella con más de ocho veces la masa del Sol acabe como supernova, entonces cualquier gigante roja con masa superior a ocho masas solares también lo hará. Y como dijimos antes, cualquier estrella con más de 40 veces la masa del Sol ni siquiera pasará por la fase de gigante roja. Y por supuesto las estrellas por debajo de ocho masas solares también se convertirán en gigantes rojas, únicamente que no acabarán como supernovas. Este es el destino final del Sol y las estrellas mayores de 0,5 masas solares. Las estrellas con masa menor acabarán como enanas rojas y marrones.

Pero en cualquier caso, ¿Podría realmente haber una estrella con más de 150 o incluso 300 masas solares, que supuestamente tiene R136a1? Si realmente existen las estrellas tan masivas como R136a1, podrían ser el resultado de la fusión de dos grandes estrellas que produce una estrella enorme e inestable que no puede durar porque expulsa la mayor parte de su masa como viento estelar o de lo contrario acaba como supernova.

La fusión de dos estrellas masivas en una estrella masiva descomunal es un evento muy poco probable, ya que las estrellas masivas son bastante raras, pero en un universo tan grande y con tantas estrellas, los escenarios poco probables tienden a ocurrir en algún lugar, casi inevitablemente.

En cualquier caso, hay algunas estrellas masivas cercanas de las que tenemos datos fiables:

• Rigel, una supergigante azul con 17 veces la masa del Sol. Su futuro es convertirse en una gigante roja, luego una supernova y, a continuación, un agujero negro.
• Betelguese es una supergigante roja con 1.200 veces el radio del Sol, el equivalente en nuestro sistema a llegar hasta un punto entre el cinturón de asteroides y la órbita de Júpiter y tiene casi 20 masa solares por lo que en algún momento acabará como supernova dejando finalmente un agujero negro.
• Eta Carinae es otra cosa completamente distinta. Es un sistema binario que tiene una variable azul gigante con más de 100 masas solares que ya ha sufrido un amago de supernova en el año 1843 cuando lanzó una enorme cantidad de su masa inicial, pero esto fue realmente sólo el hipo de una estrella masiva. También tiene una compañera, una estrella  Wolf-Rayet de alrededor de 30 masas solares. Se trata de un sistema que tiene todas las papeletas para ser una hipernova inestable. Habrá que vigilar el cielo.

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