POLVO DE ESTRELLAS por la Prof. Dra. Dª. María de los Ángeles Molina Gómez, académica de número

Como es bien conocido, hasta ahora, la Teoría del Big Bang explica las características observables más significativas del Universo actual, si bien las leyes físicas convencionales no son capaces de explicar cómo éste podía ser tan denso y tan caliente (su temperatura era de unos 1027 ºC) en los primeros instantes. Unos pocos segundos después, algunas partículas subatómicas como protones y neutrones, se condensaron para formar núcleos, sobre todo de hidrógeno y también de helio y litio, que son los elementos químicos más ligeros, mediante reacciones de fusión nuclear. Después, con la disminución de la temperatura, al continuar la expansión, los electrones se unieron a los núcleos y los iones y los átomos comenzaron a formarse.

La aparición de los elementos de los que se componen los seres vivos, como nitrógeno, oxígeno y carbono, no tuvo lugar hasta centenas de millones de años después, cuando se formaron las estrellas. Dentro de ellas, la temperatura es lo suficientemente elevada para permitir su formación a partir de colisiones nucleares entre núcleos de helio y de hidrógeno. Las estrellas son por lo tanto, los únicos lugares en los que las reacciones nucleares se dan constantemente y de forma natural.

En general, la vida de una estrella es inversamente proporcional a su masa clasificándose éstas por su masa y su color. Las estrellas jóvenes (más calientes) dan una luz azul-violeta pasando con la edad al amarillo (como nuestro sol) y finalmente a rojas. Esto podemos entenderlo fácilmente si comparamos la estrella con una pieza de metal: Si la calentamos primero se pone roja, después naranja y luego azul, conforme aumenta su temperatura.

En el último estadio, el destino de una estrella depende mucho de su masa: si es muy pesada, cuando se le acaba el combustible, se dilata hasta convertirse en una supergigante roja que, después de unos cuantos millones de años, terminará explotando a una supernova que brillará durante algunos meses con gran intensidad, transformándose después en una estrella de neutrones o en un agujero negro, es decir: se condensará tanto que ya no tendrán lugar en ella reacciones nucleares y la única fuerza que prevalece es la de la gravedad. Si su masa no es muy grande, una vez que ha terminado su vida activa y ha consumido todo su hidrógeno, se convertirá en una enana blanca. Ese parece ser el destino de nuestro sol.

Columna de la Academia, publicada en el Diario La Verdad, el 28 de noviembre de 2015