Cómo acaba una estrella: los tres finales y qué los decide

Una estrella puede acabar de tres maneras, y la que le toque no depende de la suerte ni de dónde esté: depende casi por completo de cuánta masa tenía al nacer. Hay dos números que marcan las fronteras, y son sorprendentemente precisos. Lo que casi nadie cuenta es lo desequilibrado que está el reparto: más del 97% de las estrellas de la Vía Láctea terminarán exactamente igual, como enanas blancas. Los finales espectaculares son la rarísima excepción.

Lo que en realidad está en juego: quién frena la gravedad

Mientras una estrella fusiona hidrógeno, la energía que sale del núcleo empuja hacia fuera y compensa exactamente el peso de las capas que tiene encima. Ese equilibrio dura millones o miles de millones de años, y es toda la etapa de secuencia principal. Cuando el combustible se acaba, el empuje desaparece y la gravedad se queda sola.

A partir de ahí, la única pregunta que importa es qué consigue detener el colapso. Y hay exactamente tres respuestas posibles, en orden de resistencia: la presión de los electrones, la presión de los neutrones, o nada. Cada una de esas respuestas es uno de los tres finales, y cuál te toca depende de cuánta masa esté empujando.

Conviene notar algo poco intuitivo: lo que frena a las dos primeras no es ninguna fuerza en el sentido habitual, sino un efecto cuántico. Dos electrones no pueden ocupar el mismo estado, así que al comprimirlos se resisten aunque estén helados y aunque no haya ninguna reacción nuclear. Esa resistencia se llama presión de degeneración, y es lo único que sostiene el cadáver de una estrella durante el resto de la historia del universo.

Los dos números que deciden el final

El primero de esos números tiene nombre propio: el límite de Chandrasekhar, unas 1,4 masas solares. Lo calculó Subrahmanyan Chandrasekhar en 1930, siendo un estudiante de diecinueve años, durante el viaje en barco de la India a Inglaterra. Es la masa máxima que puede sostener la presión de los electrones degenerados; por encima, ceden.

El segundo se llama límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff y hace lo mismo con los neutrones. Aquí la cifra es menos firme: las observaciones lo sitúan en torno a 2,2 masas solares, pero el valor exacto depende de cómo se comporta la materia a densidades que no se pueden reproducir en ningún laboratorio, y las estimaciones teóricas se mueven entre 2 y 3. Es uno de los números peor conocidos de toda la astrofísica, y no por falta de interés.

Ojo: esa masa no es la que tenía la estrella

Este es el matiz que se pierde en casi todas las explicaciones y que provoca la mayoría de las confusiones. Los límites de Chandrasekhar y de Tolman-Oppenheimer-Volkoff se aplican al núcleo que queda al final, no a la estrella original. Y una estrella pierde muchísima masa por el camino.

El Sol es el mejor ejemplo. Tiene una masa solar, obviamente, pero cuando se hinche como gigante roja y expulse sus capas exteriores en una nebulosa planetaria, el resto que quede será una enana blanca de aproximadamente 0,54 masas solares. Casi la mitad de su material se irá al medio interestelar.

Por eso la correspondencia entre masa inicial y final no es un umbral limpio sino una franja borrosa. En números redondos: por debajo de unas 8 a 10 masas solares iniciales, el resultado es una enana blanca; entre esas 8-10 y unas 20 o 25, una estrella de neutrones; y por encima, un agujero negro. Pero esos límites se mueven según la composición química de la estrella y cuánto viento estelar haya soplado durante su vida: una estrella pobre en metales pierde menos masa y puede acabar como agujero negro habiendo nacido más ligera que otra que acaba como estrella de neutrones.

Por qué el 97% acaba igual

El reparto está tan desequilibrado por una razón sencilla: las estrellas grandes son rarísimas. Cuando una nube de gas colapsa, produce muchísimos objetos pequeños y unos pocos grandes, y esa proporción es una regularidad observada en todas las regiones de formación estelar conocidas.

El resultado es que la Vía Láctea está dominada por enanas rojas, estrellas de menos de la mitad de la masa del Sol que no se acercan ni de lejos a ningún umbral crítico. Súmales todas las estrellas de tipo solar y ya tienes ese 97% largo destinado a acabar como enana blanca.

Hay una vuelta de tuerca: las enanas rojas viven tanto que ninguna ha muerto todavía. Sus vidas se estiman en cientos de miles de millones de años, y el universo solo tiene 13.800 millones. Así que ese 97% es un pronóstico, no un recuento: la inmensa mayoría de las estrellas que existen ni siquiera han empezado a envejecer.

Los tres finales, comparados

El cuarto final: cuando no queda absolutamente nada

Hay una cuarta posibilidad que rompe el esquema, y depende del mismo número de antes. Si una enana blanca no está sola sino en un sistema doble, puede ir robándole material a su compañera. Su masa crece poco a poco y, al acercarse al límite de 1,4 masas solares, la presión de los electrones deja de bastar. Pero aquí no colapsa: el carbono del interior se enciende de golpe en una reacción descontrolada y el objeto entero se desintegra.

Es lo que se llama una supernova de tipo Ia, y su particularidad es que no deja resto: ni enana blanca, ni estrella de neutrones, ni agujero negro. Nada. La estrella se convierte íntegramente en material disperso a miles de kilómetros por segundo.

Y como todas estallan al alcanzar prácticamente la misma masa, todas liberan aproximadamente la misma energía. Eso las convierte en balizas de brillo conocido: comparando el brillo real con el aparente se calcula a qué distancia está la galaxia que las alberga. Con ese método se midió, en los años noventa, que la expansión del universo se está acelerando. Un número calculado por un estudiante de diecinueve años en un barco acabó siendo la regla con la que se mide el cosmos. La mecánica completa está en el artículo sobre las supernovas, y cómo encaja en la escalera de distancias, en el de el paralaje estelar.

El final del final: la enana negra que todavía no existe

Una enana blanca no produce energía: solo irradia el calor que le quedó del colapso, y lo hace despacísimo. Con el tiempo suficiente debería acabar apagada del todo, convertida en un objeto frío e invisible al que se llama enana negra. El problema es cuánto tiempo hace falta.

Las estimaciones dan del orden de 10¹⁵ años, un uno seguido de quince ceros. El universo tiene 13.800 millones, o sea 1,38 seguido de diez ceros: unas cien mil veces menos. La consecuencia es contundente y merece decirse claro: no existe ni una sola enana negra en el universo, y no puede existir todavía. Es un objeto que aparece en todos los manuales y que nadie ha visto ni verá.

Lo que todavía no sabemos

Hay un hueco molesto en medio de esta clasificación. Durante décadas no se encontró prácticamente ningún objeto compacto con masas entre 2,5 y 5 masas solares, demasiado pesado para una estrella de neutrones y demasiado ligero para los agujeros negros que se conocían. A esa franja se la llamó la brecha de masas, y no estaba claro si era un efecto real de cómo mueren las estrellas o una limitación de nuestros instrumentos.

Las ondas gravitacionales empezaron a rellenarla. En agosto de 2019 se detectó la fusión de un agujero negro de unas 23 masas solares con un objeto de aproximadamente 2,6, justo dentro de la brecha, y todavía se discute si aquello era la estrella de neutrones más pesada jamás observada o el agujero negro más ligero. Sin saber dónde está exactamente el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, no hay forma de decidirlo.

Y queda la pregunta de fondo: qué hay dentro de una estrella de neutrones. A esas densidades nadie sabe con seguridad si los neutrones aguantan enteros o se descomponen en sus quarks, y de eso depende el valor exacto del límite. Es el mismo problema que aparece al hablar de púlsares y otros objetos extremos. Tienes el recorrido completo en el ciclo de vida de una estrella, la explosión en detalle en qué es una supernova y el resto de etapas en la sección de ciclo de vida estelar.

Preguntas frecuentes

¿De qué depende cómo acaba una estrella?

De la masa que conserva su núcleo al agotar el combustible. Por debajo de 1,4 masas solares, la presión de los electrones detiene el colapso y queda una enana blanca. Entre 1,4 y unas 2,2, aguantan los neutrones y queda una estrella de neutrones. Por encima, no hay nada que lo detenga y se forma un agujero negro.

¿Qué es el límite de Chandrasekhar?

La masa máxima que puede sostener la presión de los electrones degenerados: unas 1,4 masas solares. Lo calculó Subrahmanyan Chandrasekhar en 1930, con diecinueve años, durante el viaje en barco de la India a Inglaterra. Por encima de ese valor, los electrones ceden y el núcleo sigue colapsando.

¿En qué se convertirá el Sol?

En una enana blanca de aproximadamente 0,54 masas solares, comprimida en un volumen parecido al de la Tierra. Antes se hinchará como gigante roja y expulsará casi la mitad de su material en una nebulosa planetaria. No explotará como supernova: le falta muchísima masa para eso.

¿Cuántas estrellas acaban como agujero negro?

Muy pocas. Hace falta nacer con más de unas 20 o 25 masas solares, y las estrellas de ese tamaño son rarísimas: por cada una hay miles de estrellas pequeñas. Más del 97% de las estrellas de la Vía Láctea terminarán como enanas blancas, que es el final tranquilo.

¿Existen las enanas negras?

No, ninguna. Una enana blanca tardaría del orden de 10¹⁵ años en enfriarse hasta apagarse del todo, y el universo solo tiene 13.800 millones, unas cien mil veces menos. La enana negra es una predicción teórica perfectamente sólida de algo que todavía no ha tenido tiempo de ocurrir.

¿Qué es la brecha de masas?

La franja entre 2,5 y 5 masas solares en la que apenas se observaban objetos compactos: demasiado pesados para ser estrellas de neutrones y demasiado ligeros para los agujeros negros conocidos. Las ondas gravitacionales la están rellenando; en 2019 se detectó un objeto de unas 2,6 masas solares que sigue sin poder clasificarse con seguridad.