Es “de conocimiento común” (y las citas aterradoras deberían ser una advertencia) que el sol es una estrella promedio.
Pero no lo es, y de hecho ni siquiera está cerca: el Sol está en el percentil 90 superior de estrellas en masa. Esto se debe a que más de la mitad de las estrellas del universo son pequeñas y frías enanas rojas, bombillas tenues con entre la mitad y menos del 10 por ciento de la masa del sol. El límite inferior es alrededor del 7 al 8 por ciento de la masa del sol; menos que eso, y no hay suficiente presión en el núcleo para sostener la fusión nuclear, que es la característica principal de lo que hace que una estrella sea una estrella.
Pero ¿qué pasa con el otro extremo? Hay estrellas mucho más robustas que la nuestra. ¿Existe un límite superior de cuán masiva puede ser una estrella?
Sobre el apoyo al periodismo científico
Si está disfrutando de este artículo, considere apoyar nuestro periodismo galardonado suscribiéndose. Al comprar una suscripción, ayudas a garantizar el futuro de historias impactantes sobre los descubrimientos y las ideas que dan forma a nuestro mundo actual.
Sí, lo hay, y vemos algunas estrellas acercándose a él. Sin embargo, si se acercan demasiado, producen tanta energía que se desgarran. Una de las razones por las que esta región “demasiado cercana” no es en sí misma el límite estricto de masa estelar es porque su valor ha cambiado con el tiempo.
Antes de sumergirnos en la divertida ciencia de todo esto, recordemos las razones por las que aquí lo importante es la masa y no el tamaño o el peso. El tamaño es un problema porque las estrellas carecen de superficies bien definidas, y este problema empeora cuanto más grande se vuelve una estrella: las más grandes están tan hinchadas que simplemente se desvanecen con la distancia de sus respectivos centros como nubes de niebla. El peso no funcionará porque es solo una medida de masa de segundo orden, o más bien, qué tan fuerte es la fuerza gravitacional sobre un objeto con masa. Tienes la misma masa en la Tierra que en la Luna, aunque pesas diferente porque la gravedad de la Luna es más débil.
La masa es fundamental porque dicta el delicado equilibrio que define a una estrella, un equilibrio entre la atracción de la gravedad hacia adentro y el empuje hacia afuera de la luz que emana del núcleo de la estrella. La gravedad es un resultado directo de la masa, pero la cantidad de energía generada en el núcleo de una estrella también proviene de la masa. Cuanto más masiva es la estrella, más presión hay en el centro de la estrella y más caliente se vuelve.
El resplandor de una estrella proviene de la fusión nuclear, específicamente, al apretar los átomos de hidrógeno con la fuerza suficiente para crear helio (aunque el proceso real es un poco más complicado). Esto libera energía principalmente en forma de rayos gamma, que son absorbidos por el material circundante y calentándolo. La velocidad de fusión depende de la temperatura central de la estrella, que depende, sí, de su masa. De hecho, la velocidad depende en gran medida de la temperatura del núcleo: en una estrella como el Sol, la velocidad de fusión aumenta como la cuarta potencia de la temperatura, por lo que un pequeño cambio en la temperatura afecta enormemente la rapidez con la que el núcleo genera energía.
Las estrellas de mayor masa utilizan un proceso de fusión diferente que depende ridículamente de la temperatura; ¡La velocidad de fusión puede escalar con la temperatura hasta aproximadamente la vigésima potencia! Este acoplamiento es tan fuerte que duplicar la temperatura en el núcleo de una estrella masiva aumenta la tasa de generación de energía en un factor de un millón.
Quizás ahora entiendas por qué las estrellas sólo pueden llegar a ser tan grandes. Si se acumula demasiada masa, la gravedad de la estrella se fortalece, la presión en el núcleo aumenta, la temperatura aumenta y luego la tasa de fusión se dispara. Si se vierte demasiada energía en las capas superiores de la estrella, se calientan tanto que no solo se expanden; también destruyen material, perdiendo así masa. Esto forma un circuito de retroalimentación negativa que limita la masa que puede llegar a tener una estrella. Además, las estrellas en este estado frenético no son muy estables; la velocidad de fusión puede ser tempestuosa y la estrella sufre paroxismos increíblemente violentos.
El límite superior teórico de la masa estelar depende también de otros factores, pero probablemente sea unas 300 veces la masa del Sol. Estrellas tan voluminosas son increíblemente raras y sólo se conocen unas pocas con más de 200 masas solares. La estrella más masiva que conocemos es R136a1, una bestia de la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea. Está a unos 160.000 años luz de distancia, ¡lo cual para mí está bien! Emite siete millones de veces más energía que el sol, por lo que mantenerlo en una galaxia diferente es una muy buena idea.
R136a1 es parte de un cúmulo estelar llamado R136, que se pensaba que era una sola estrella cuando se descubrió por primera vez. Eso fue un problema porque el R136 es tan luminoso que necesitaría miles de veces la masa del sol para ser tan brillante. Sin embargo, las observaciones del Telescopio Espacial Hubble confirmaron que en realidad se trataba de un pequeño cúmulo de estrellas. Sin embargo, el miembro más brillante, R136a1, sigue siendo un monstruo: se estima que tiene unas 290 veces la masa del Sol, cerca del límite teórico. Probablemente tenga sólo un millón de años y durará aproximadamente otros dos millones antes de explotar como supernova.
Debido a que R136a1 está tan cerca de la cima de la escala de masa, es poco probable que encontremos otra estrella que sea tan masiva. Pero ese no siempre ha sido el caso.
Otro factor que influye en la masa que puede llegar a tener una estrella es la abundancia de elementos pesados en sus capas exteriores. Muchos de ellos son muy buenos para absorber la energía que proviene del interior de la estrella, lo que hace que la estrella se caliente más. Si la estrella se calienta demasiado, elimina esas capas externas. Entonces, al igual que los condimentos picantes, incluso una pizca de elementos pesados puede tener un efecto enorme.
Sin embargo, en el universo muy joven, ¡esos elementos aún no existían! Al principio, la materia del cosmos estaba compuesta casi en su totalidad por hidrógeno y helio (con sólo una pequeña cantidad de elementos más pesados como el litio). Las estrellas masivas eventualmente produjeron elementos más pesados más tarde, primero cocinando estos elementos en sus núcleos mediante fusión y luego produciendo más cuando inevitablemente explotaron como supernovas, sembrando nubes de gas para la próxima generación de estrellas. Hoy en día esos elementos son relativamente comunes, pero ese no era el caso cuando surgió la primera generación de estrellas. Debido a esto, esas primeras estrellas podrían volverse increíblemente masivas: ¡algunos modelos muestran que podrían haber tenido miles de veces la masa del Sol!
Todas estas estrellas génesis vivieron y murieron temprano en la línea temporal de la existencia del universo, y su luz habría viajado tan lejos para llegar a nosotros que, a pesar de su inmensa luminosidad, parecerían muy débiles si las viéramos; Aún no se ha visto ninguna estrella confirmada de primera generación (aunque hay al menos una candidata).
Por supuesto, los astrónomos los están buscando intensamente. Una vez confirmado, tendremos que aumentar considerablemente nuestra estimación del tamaño que podría alcanzar una estrella; tal vez no hoy, pero alguna vez. Y cuando lo hagamos, habremos aprendido otro factor clave sobre cómo nacen, cómo viven y cómo mueren las estrellas, y cómo todo eso depende de de qué están hechas y de cuándo las vemos en la historia del cosmos.