En el anterior artículo de La vida privada de las estrellas hablamos acerca del camino más “pacífico” de una estrella hacia su fin, la transformación en una enana blanca. Probablemente recuerdes cómo la estrella (de un tamaño reducido) se contraía más y más una vez que había consumido el hidrógeno del núcleo, hasta volverse una especie de pequeña “brasa” en el espacio, la fusión ya terminada, enfriándose y brillando cada vez más tenuemente durante eones.

Betelgeuse, una supergigante roja.

Hoy vamos a tratar un proceso bastante más violento: la formación de las gigantes rojas, un asunto especialmente interesante para nosotros porque nuestro Sol se convertirá en una de ellas en unos 5.500 millones de años. Es además un proceso muy común, ya que todas las estrellas medianas recorren el camino que vamos a describir.

Imagina una escena casi igual a la de la formación de una enana blanca, como describimos en el artículo anterior: la estrella ha consumido todo el hidrógeno del núcleo, que es ahora una bola de helio rodeada aún del resto de la estrella, que sigue siendo, en su mayor parte, hidrógeno. Sin embargo, en este caso estamos mirando una estrella más grande que las del capítulo anterior (de al menos la mitad de masa que el Sol). Lo que sucede entonces es espectacular.

Según la estrella se va comprimiendo, al ser de un tamaño suficientemente grande, llega un momento en el que el hidrógeno que se encuentra justo rodeando el núcleo de helio se calienta tanto que se produce un renacimiento: ¡empieza la fusión del hidrógeno otra vez! Pero ya no es la misma fusión que durante la larga estancia de la estrella en la secuencia principal – ahora no se trata del núcleo, sino de una capa externa que rodea al núcleo. Para empezar, esta compresión ha calentado el hidrógeno a temperaturas mayores que las que tenía el del núcleo y, además, el volumen total que se está fusionando es mayor que el que había en el pequeño núcleo (recuerda que el volumen de una esfera es proporcional al cubo del radio, de modo que esta capa tiene un volumen muy grande comparado con el del núcleo primitivo).

¿El resultado? La estrella, con su renovada energía debido a esta fusión más externa, se calienta muchísimo, a la vez que consume hidrógeno a un ritmo mucho mayor que en su juventud, y el proceso se invierte: lejos de seguir comprimiéndose, ahora la estrella se expande muy rápidamente, aumentando muchas veces de tamaño y haciéndose una verdadera gigante. Sin embargo, esta rapidísima expansión produce un efecto contrario, pues la estrella se enfría según se expande, hasta que la temperatura de su superficie disminuye para ser de sólo unos pocos miles de grados.

Fíjate en que, repetidas veces, hemos descrito procesos muy similares: cuando una estrella se comprime, se calienta, mientras que cuando se expande, se enfría. Sin embargo, a veces (como aquí) es posible que el calentamiento debido a la compresión “encienda” procesos nuevos que proporcionen un calentamiento adicional a la estrella, expandiéndola de nuevo.

Lo que tenemos entonces es justo eso: una gigante roja, una estrella de enorme tamaño, pero bastante fría en su superficie, que suele brillar con una luz rojiza o anaranjada. No olvides dos cosas que la gente suele confundir: en primer lugar, una gigante roja puede no estar muy caliente en su superficie, pero brilla con gran potencia, puesto que su superficie total es gigantesca comparada con la estrella original (la superficie es proporcional al radio al cuadrado). Por otro lado, aunque se llaman “gigantes” por su tamaño, estas estrellas no tienen más masa de la que tenían antes de convertirse en gigantes - de hecho, tienen menos, porque la fusión consume parte de la masa de la estrella. Lo que tienen es un gran volumen y una densidad bastante baja.

Tamaño del Sol cuando se convierta en gigante roja, comparado con el actual. Crédito: Wikipedia (GPL)

Cuando nuestro Sol, dentro de unos cuantos miles de millones de años, haya consumido el hidrógeno del núcleo y se convierta en una gigante roja, se expandirá tanto que su superficie habrá englobado las órbitas de todos los planetas interiores del Sistema Solar, incluida la Tierra. A veces la gente dice que entonces estaremos dentro del Sol, pero eso es falso. Las buenas noticias son que para entonces el Sol habrá perdido bastante masa y los planetas se habrán ido alejando de la estrella, de modo que la Tierra no estará dentro del Sol. Las malas noticias: estaremos tan cerca de la superficie solar que la vida será imposible en nuestro planeta debido a la elevada temperatura. Claro que podría ser peor: las rocas de Venus se volverán líquidas, y el pequeño Mercurio no conseguirá escapar a una órbita suficientemente alejada y será absorbido por el Sol.

En cualquier caso, cinco mil millones de años son un tiempo tan enorme que, a nuestra escala, no tiene mucha importancia. Muchísimo antes de ese momento nos habremos expandido por la Galaxia, nos habremos destruido como especie o habrá ocurrido algo más raro aún, como una singularidad tecnológica. A esas alturas, el destino final de nuestra estrella (si aún estamos en el Universo) debería interesarnos sólo como curiosidad histórica. Pero estoy yendo por derroteros que se alejan del objetivo de este artículo.

La cosa no acaba ahí con las gigantes rojas de masa similar a la del Sol: según la capa de hidrógeno que rodea el núcleo se va convirtiendo en helio, la zona central de la estrella se comprime y calienta, ya que el helio es mas denso que el hidrógeno, hasta que llega un momento en el que se alcanza una temperatura suficientemente alta (al menos cien millones de kelvins) como para que el propio helio empiece a fusionarse. Lo que sucede entonces puede parecer contradictorio: el núcleo se expande, pues se ha calentado mucho, pero la estrella es de un volumen tan enorme que las capas exteriores casi no sufren cambio. De hecho, al no haber ya un núcleo de helio muy denso, la fusión masiva del hidrógeno alrededor de él disminuye, de modo que, paradójicamente, la cantidad de energía producida por la estrella en su conjunto disminuye.

Como consecuencia, la estrella se contrae otra vez y se va calentando según se comprime. ¿Estás ya mareado con tanta expansión y contracción? Es como si la estrella volviera a su juventud, aunque las cosas ya no pueden ser como antes. Lo que sigue entonces es una especie de espiral hacia el fin de la estrella: al contraerse y calentarse, el helio del núcleo y el hidrógeno que lo rodea vuelven a fusionarse a mayor velocidad, disparando otra expansión. Pero cada vez hay menos hidrógeno y menos helio (el núcleo va siendo ya, en su mayor parte, de carbono y oxígeno), y cada vez los cambios son más violentos. Gran parte de la culpa la tiene el hecho de que el proceso principal de fusión del helio en esta etapa, el proceso triple alfa, es de una enorme sensibilidad a la temperatura.

Ya hablamos del principal proceso de fusión del hidrógeno en las estrellas jóvenes, la cadena protón-protón. Aquella reacción era sensible a la temperatura, pero ésta lo es muchísimo más. En el núcleo de helio de estas estrellas “maduritas”, cuando la presión y la temperatura son las necesarias, los núcleos de helio (partículas alfa) se unen para formar berilio:

4He + 4He -> 8Be

A pesar de que este berilio formado es muy inestable (se desintegra de nuevo en helio en unos 10^-16 segundos), cuando se está produciendo al ritmo suficiente a algunos núcleos de berilio les da tiempo para volver a unirse a otra partícula alfa y producir carbono:

8Be + 4He -> 12C

Y es en esta segunda reacción de fusión donde se produce la mayor parte de la energía del proceso triple alfa. Por cierto, puedes ver el porqué del nombre: en total, el berilio se produce y consume muy rápidamente, de modo que la reacción neta es la de tres partículas alfa que se unen para formar un núcleo de carbono.

Por cierto, como reacción “lateral” del proceso triple alfa, estas estrellas también producen algo de oxígeno cuando el carbono formado vuelve a unirse a otro núcleo de helio:

12C + 4He -> 16O

La cuestión es que este proceso triple alfa se produce más rápido cuanto mayor es la temperatura, pero no aumenta de velocidad linealmente con la temperatura, sino con T30. Sí, sí: con la temperatura elevada a una potencia de 30. De ahí que si cualquier condición varía levemente en el núcleo de helio y la temperatura aumenta, aunque no sea mucho, el proceso puede acelerarse de manera brusca, produciendo energía más rápidamente, que aumenta la temperatura, etc.

Por eso, a veces, las estrellas que están fusionando helio en el núcleo empiezan, de repente, a consumirlo a una enorme velocidad, y en minutos pueden perder cantidades ingentes de helio y producir una intensa emisión de energía, lo que se denomina un flash de helio. En general, como puedes comprender, las cosas son muy bruscas: hay expansiones y contracciones repentinas y terribles.

De hecho, para una estrella de una masa similar a la del Sol, estas expansiones y contracciones se hacen tan violentas que son verdaderas convulsiones, en cada una de las cuales la estrella pierde parte de su materia, como una cebolla que se sacude y va perdiendo capas y más capas. Al final, prácticamente toda la masa de la estrella se ha ido perdiendo en el espacio, rodeando lo que un día fue la joven estrella de la secuencia principal en forma de nebulosa planetaria (como ya hemos mencionado en algún artículo anterior, un nombre desafortunado, porque no tiene nada que ver con los planetas). En el centro de esa enorme nube de materia está el pequeño núcleo de la estrella, en el que la fusión ya se ha detenido y que se mantiene sin colapsarse gracias únicamente a la presión de electrones degenerados: una enana blanca.

[Nebulosa de la hélice]((https://eltamiz.com/2007/09/07/imagenes-astronomicas-la-nebulosa-de-la-helice/).

Pero, como has visto, el proceso por el que nuestro Sol se convertirá en una enana blanca es mucho más convulso e interesante que el de las estrellas más pequeñas que estudiamos en el artículo anterior y que no pasan por la etapa de gigantes rojas. Dentro de unos cuantos miles de millones de años, una nebulosa planetaria en expansión rodeará la pequeña enana blanca que un día fue nuestra estrella.

Sin embargo, el Sol no es una estrella demasiado grande. Incluso en su fase de gigante roja será una estrella de lo más normalito. Otras estrellas más grandes se expanden hasta tamaños difíciles de imaginar para nosotros. Son las supergigantes rojas, como Betelgeuse, la de la foto del principio del artículo, estrellas cuyo radio puede alcanzar más de 1500 veces el del Sol (¡más de 7 veces la distancia Tierra-Sol!). Puede que recuerdes este vídeo en el que mostramos algunos de esos verdaderos monstruos estelares junto con otras estrellas (no te pierdas la aparición de Betelgeuse). Por otro lado, esas estrellas tienen un volumen tan desproporcionado que, en su mayor parte, son de una densidad minúscula, menor incluso que la del aire, pero la masa total sigue siendo enorme.

Claro, esas estrellas tan enormes consumen el helio y el hidrógeno a velocidades tremendas, y no duran mucho tiempo como gigantes rojas. Además, a las estrellas de gran masa les suceden otras cosas interesantes y violentas, pero de eso hablaremos en la siguiente entrega de la serie, en la que estudiaremos precisamente qué le pasa a las estrellas tan grandes que no pueden formar una enana blanca, porque la presión de electrones degenerados no es suficiente para compensar la enorme presión gravitatoria de su masa. Estudiaremos las supernovas de tipo II.