Nebulosas planetarias y enanas blancas (Muerte de las estrellas I)

Aunque el nacimiento de las estrellas puede generalizarse sea cual sea su masa, no ocurre igual con su vida ni su muerte. Cuanto mayor sea la masa de una estrella, más corta será su vida y más violenta su muerte. Hoy vamos a centrarnos en estrellas de baja masa, esto es, aquellas estrellas que tengan menos de 4 veces la masa del Sol, entre las cuales, obviamente, éste se incluye.

Estas estrellas predominantemente, aunque según estudios recientes no es el único proceso, fusionan hidrógeno en el núcleo mediante un mecanismo llamado cadena protón-protón. A grosso modo, en esta reacción se usan cuatro átomos de hidrógeno (H) para formar un átomo de helio (He) cuatro. Al ser la masa del átomo de helio resultante un 0.7% menor que la suma de las masa de los cuatro átomos de hidrógeno que hemos usado como ingredientes, hay un 0.3% restante que se emite en forma de energía, de manera que se producen 6.4·10¹⁴J por cada Kg de hidrógeno consumido. Una auténtica barbaridad. Para que esta reacción tenga lugar se necesitan temperaturas que rondan los 20·10⁶K.

Descripción completa de la cadena protón-protón

Pero, ¿qué ocurre cuando en el núcleo se agota el ingrediente principal para esta reacción? ¿Qué pasa cuando se acaba el hidrógeno en el núcleo?


Cuando se acaba e hidrógeno en el núcleo, la estrella comienza a morir


Nos encontramos con una acumulación de He en el núcleo, sin embargo, la pequeña estrella no alcanza la temperatura necesaria para usar helio como combustible para la fusión y el núcleo se degenera. La degeneración es un estado en el que el gas se convierte en una sopa densa y caliente de partículas que deja de reaccionar normalmente a los cambios de temperatura. En un estado normal, no degenerado, al aumentar de temperatura el gas se expande. Es el motivo por el cual flotan los globos aerostáticos: el gas en su interior se calienta con la llama, se expande, disminuyendo su densidad con respecto a la densidad del aire fuera del globo, y por tanto se eleva, ‘flota’ igual que una tabla de madera sobre el agua. Sin embargo, en un estado degenerado el gas no se expande al aumentar la temperatura.

Efectos de la degeneración en la respuesta del gas al aumento de la temperatura

El núcleo se convierte en una sopa densa y caliente de átomos de He y electrones


Al no haber producción de energía que contrarreste a la gravedad, la estrella comienza a contraerse, lo que conlleva un aumento de la temperatura. Sin embargo, como el gas en el núcleo está degenerado, no se expande, sino que acumula esa temperatura. Cuando ésta alcanza los 10⁸K se inician las reacciones Triple-α.

Esquema de la consecución de elementos que se fusionan en la reacciones Triple-α. La cadena se rompe al llegar al hierro y el níquel, ya que la fusión de estos elementos es endotérmica, y por tanto consume energía, no la libera.

Estas reacciones pueden verse como una reacción en cadena en la que, sucesivamente, átomos más pesados pueden fusionarse en elementos cada más pesados. El helio puede fusionarse para dar carbono, el carbono se fusiona para dar lugar al siguiente elemento y así sucesivamente. En estas estrellas tan pequeñas sólo se alcanza la temperatura suficiente como para llegar a producir carbono. La energía que se obtiene en estas reacciones debería expandir el gas, pero como está degenerado, la temperatura aumenta sin que hay expansión, acelerando las reacciones Triple-α y por tanto aumentando mucho la temperatura.


Las reacciones Triple-α en el seno de un gas degenerado aceleran el aumento de la temperatura


Sin embargo, este estado degenerado no es permanente y cuando se rompe la degeneración, el núcleo se expande violentamente en lo que se conoce como Flash del Helio. Esta expansión conlleva un enfriamiento de las capas externas, que vuelven a contraerse, volviendo así a aumentar su temperatura. Tras este proceso, en el núcleo se consumen lentamente el He, entrando en la Rama horizontal, en la que se produce carbono.

Al final, el He también se agota en el núcleo y, de nuevo, al detenerse las reacciones termonucleares, la gravedad comprime la estrella, aumenta la temperatura en la capa que envuelve al núcleo y comienza a consumirse He en dicha capa. De nuevo expansión. Al acabarse el He en esta capa, vuelve a haber una contracción y pasa a fusionarse el He de la siguiente capa y así sucesivamente en un vaivén de expansión y contracción llamado Fase AGB.

Esquema de la Fase AGB

Se consume He en capas sucesivas provocando una serie de expansiones y contracciones llamada Fase AGB


Es en esta fase en la que la estrella se va desprendiendo en cada pulso de sus capas externas, formando las nebulosas planetarias. Para muestra, un botón:

Nebulosa ‘Pequeña Gema’ (NGC 6818). Créditos: NASA/ESA
Nebulosa Ojo de Gato (C6-NGC6543). Créditos: NASA/ESA
Nebulosa de La Hélice (NGC6293). Créditos: NASA/ESA

Si nos fijamos bien en las fotos, hay un detalle que todas estas nebulosas tienen en común: un puntito brillante y minúsculo en el centro: una enana blanca. Esto es el núcleo que ha quedado de la estrella moribunda comprimido al máximo. No hay suficiente masa como para seguir fusionando elementos más pesados, así que la gravedad gana la partida y comprime la pequeña estrella hasta que los electrones pasan a un estado degenerado y el único soldado que queda en pie para frenar el colapso es la presión de Fermi, efectos cuánticos que mantienen el gas degenerado de electrones luchando contra la gravedad. Esta presión no depende de la temperatura, por lo que la pequeña enana blanca se quedará ahí, estable, radiando por el simple hecho de tener temperatura, y enfriándose poco a poco.

El último paso para estos restos de lo que un día fueron estrellas es que en la nebulosa se aglomeren los distintos elementos para formar nubes de gas y polvo y, dentro de un millón de trillones de trillones de años, las enanas blancas habrán perdido toda su temperatura y pasarán a ser enanas negras, en un Universo donde ya nada emitirá luz nunca más.