La fase inicial de todas las estrellas, incluido nuestro Sol, comienza cuando una región densa de una nebulosa empieza a encogerse y calentarse. Esto suele ser el resultado de uno de los varios acontecimientos que pueden ocurrir para iniciar el colapso gravitatorio de una nube molecular. Entre los medios por los que esto ocurre se encuentran las colisiones galácticas o una devastadora explosión de supernova cercana que envía materia rota a las nubes a velocidades muy altas. Cada una de estas maternidades estelares puede formar desde unas pocas docenas hasta miles de estrellas.
Para formar una estrella como nuestro Sol, que tiene 864.400 millas (1.391.000 kilómetros) de diámetro, haría falta un conjunto de gas y polvo cien veces mayor que nuestro sistema solar. Esto es sólo el principio. Una vez que una cantidad tan grande de gas y polvo se apiña, forma lo que llamamos una protoestrella. Un objeto se considera una protoestrella mientras el material siga cayendo hacia dentro. En el caso de nuestro Sol, y de las estrellas de la misma masa, la fase de protoestrella habría terminado después de aproximadamente 100.000 años. Después de esto, la protoestrella deja de crecer y el disco de material que la rodea se destruye por la radiación.
Si la protoestrella no tuvo éxito en adquirir suficiente masa, se formará una enana marrón. Estos pobrecitos son objetos subestelares que no pueden mantener reacciones de fusión de hidrógeno en sus núcleos, debido a su insuficiente masa. Las estrellas de la secuencia principal no tienen problemas con esto, para envidia de las enanas marrones. En pocas palabras, una enana marrón es demasiado grande para ser llamada planeta y demasiado pequeña para ser llamada estrella. Hasta 1995, sólo eran un concepto teórico. Sin embargo, ahora se cree que hay una enana marrón por cada seis estrellas.
Si la estrella es lo suficientemente grande como para fusionar átomos de hidrógeno en helio, entrará en la fase en la que se encuentra nuestro Sol, llamada fase de secuencia principal. Una estrella disfrutará la mayor parte de su vida en la fase de secuencia principal. En este momento, la fusión nuclear transforma el hidrógeno en helio. La estrella sólo es estable porque la ligera presión de esta energía equilibra el colapso gravitatorio de la estrella.
Aproximadamente nueve de cada diez estrellas del universo son de secuencia principal. Estas estrellas pueden tener desde una décima parte de la masa de nuestro Sol hasta 200 veces más masivas, y el tiempo que una estrella permanecerá en la fase de secuencia principal depende de su tamaño. Una estrella con mayor masa puede tener más material con el que jugar, pero se quemará más rápido debido a las mayores temperaturas del núcleo causadas por las mayores fuerzas gravitacionales. Una estrella del tamaño de nuestro Sol pasará unos 10.000 millones de años en esta fase, pero una estrella de 10 veces el tamaño de la nuestra se quedará sólo 20 millones de años.
Después de la fase de secuencia principal, la estrella se convertirá en una gigante roja. Una gigante roja es una estrella moribunda en una de las últimas etapas de la evolución estelar. Dentro de unos pocos miles de millones de años, nuestro Sol morirá y se expandirá, engullendo los planetas interiores, y tal vez incluso la Tierra (no se preocupe; nosotros habremos muerto unos cuantos miles de millones de años antes. Si conseguimos sobrevivir otros mil millones de años, la temperatura de la superficie de la Tierra será demasiado caliente para nosotros, los humanos).
Después de que las estrellas dejen de convertir el hidrógeno en helio mediante la fusión nuclear, la gravedad tomará el relevo. A partir de aquí todo es cuesta abajo, me temo. Las estrellas gigantes rojas alcanzan tamaños de entre 62 millones y 621 millones de millas de diámetro (entre 100 millones y 1.000 millones de kilómetros), entre 100 y 1.000 veces el tamaño del sol actual. La energía de la estrella se reparte en un área mayor, como los píxeles cuando se amplía un gráfico de trama. Por ello, la estrella se enfría, alcanzando sólo un poco más de la mitad del calor del Sol. El cambio de temperatura hace que las estrellas brillen más hacia la parte roja del espectro; es esto lo que da nombre a una gigante roja.
Hasta dónde llega una estrella desde este punto depende de su tamaño. Vamos primero con la opción menos violenta. Las estrellas más pequeñas, de hasta unas ocho veces la masa de nuestro sol, pueden convertirse en una enana blanca. Estos viejos restos estelares son increíblemente densos. Una cucharadita de su materia pesaría en la Tierra tanto como un elefante, es decir, 5,5 toneladas en una cucharadita increíblemente fuerte. El radio de una enana blanca es sólo 0,01 veces el de nuestro Sol, pero su masa es prácticamente la misma. Estimar cuánto tiempo se ha enfriado una enana blanca ayuda a los astrónomos a aumentar su comprensión de la edad real del universo.
Alternativamente, una estrella con al menos ocho masas solares tendrá una muerte mucho más violenta, aunque mucho más hermosa. Las estrellas masivas pueden crear una supernova cuando se quedan sin combustible. Para ellas, es mejor apagarse con un estallido que desvanecerse. Cuando las supernovas explotan, lanzan sus entrañas al espacio a velocidades de entre 9.000 y 25.000 millas por segundo.
Estas explosiones producen gran parte de la materia del universo, incluyendo algunos elementos pesados como el hierro, que ayudan a constituirnos a nosotros mismos y a nuestro planeta, por lo que todos llevamos los restos de estas explosiones en nuestro cuerpo. Como dice Neil deGrasse Tyson, «es literalmente cierto que somos polvo de estrellas». El ciclo vuelve a empezar, con una nueva generación de estrellas, y de la misma manera nacen nuevas estrellas a partir del polvo estelar que queda atrás.
Eso no significa que sea el final del camino para lo que queda de la estrella. Tras la explosión de la supernova, el núcleo de la estrella queda en forma de agujero negro o de estrella de neutrones, ambos increíblemente destructivos y violentamente bellos. Las estrellas de neutrones son difíciles de encontrar y son objetos muy misteriosos. Puede que sólo tengan el tamaño de una ciudad, pero no dejes que eso te engañe, no hay que meterse con estos objetos. Son extremadamente densas: si tomamos la masa de nuestro sol, la duplicamos y la reducimos al tamaño de Los Ángeles, esa es aproximadamente la densidad de una estrella de neutrones. Un metro cúbico de una estrella de neutrones pesaría algo menos de 400.000 millones de toneladas. Toda esa densidad hace que su gravedad superficial sea realmente inmensa.
Alternativamente, lo que queda después de la supernova puede convertirse en un agujero negro. Los agujeros negros literalmente tiran del espacio a su alrededor. Necesitan tener una enorme cantidad de masa en un espacio increíblemente pequeño para tener la gravedad necesaria para atraer la luz. Para ponerlo en perspectiva, ¡para hacer un agujero negro de la Tierra habría que reducir todo el planeta al tamaño de un guisante! Estos misteriosos y aterradores objetos pueden ralentizar el tiempo y desgarrarlo, y nada puede escapar de las garras de un agujero negro cuando alcanza su horizonte de sucesos. Toda la materia que entra en su camino no se vuelve a ver. Son el matón del universo, pero a diferencia de los matones del patio, podríamos depender de ellos para vivir. Algunos investigadores creen que los agujeros negros en realidad ayudan a crear los elementos porque descomponen la materia en partículas subatómicas.
Estas partículas nos componen a ti y a mí, y a todo lo que nos rodea. Les debemos la vida a las estrellas. Ya sea grande o pequeña, joven o vieja, no se puede discutir que las estrellas son algunos de los objetos más bellos y poéticos de toda la creación. La próxima vez que mires a las estrellas, recuerda que así es como fueron creadas y cómo morirán.