evolución estelar

Una ciudad vieja que se rodea de nuevos suburbios. En el centro, calles estrechas donde la vida casi se ha detenido, y en las afueras, un bullicio de construcción. Así es una galaxia espiral cuyo núcleo alberga estrellas que envejecieron hace tiempo, mientras que en el disco exterior aún nacen otras nuevas.

Una ciudad vieja que se rodea de nuevos suburbios. En el centro, calles estrechas donde la vida casi se ha detenido, y en las afueras, un bullicio de construcción. Así es una galaxia espiral cuyo núcleo alberga estrellas que envejecieron hace tiempo, mientras que en el disco exterior aún nacen otras nuevas.

En el centro de una galaxia enana ultracómpacta (un sistema estelar muy denso de decenas de años luz de tamaño) funciona una aspiradora. Solo que en lugar de polvo, aspira el gas que expulsan las estrellas moribundas. Ese gas no se dispersa, sino que se arremolina en un embudo: un disco en rotación que poco a poco se asienta sobre el agujero negro.

En el centro de una galaxia, donde un agujero negro supermasivo hace girar a su alrededor un disco de gas incandescente, a veces nacen estrellas gigantes. No se parecen a las normales: el disco las alimenta continuamente con materia, y la estrella puede crecer hasta alcanzar cientos de masas solares, permaneciendo brillante mientras el flujo de gas no se agote.

Alrededor de cada galaxia existe una corona invisible de gas frío. Se extiende mucho más allá de los límites del disco estelar y sirve a la vez como almacén de combustible para nuevas estrellas y como cementerio para la materia expulsada.

La vida comienza con una burbuja. En un charco cálido de la Tierra antigua, las moléculas de grasa pudieron agruparse en esferas diminutas: los prototipos de las células. Dentro de una de esas esferas, por casualidad, había un polímero que aceleraba la captura de nuevas grasas del agua circundante.

Cuando una estrella explota, su material se dispersa por el espacio. En el remanente de supernova SNR 0509-67.5, este material no se ha extendido como una nube uniforme, sino que se ha agrupado en grumos separados, como grumos en una masa que se mezcla rápidamente.

Dos estrellas, AF Lep A y ε Indi A, se convirtieron en el centro de atención. Con el espectrógrafo GHOST en el telescopio Gemini, los astrónomos descompusieron su luz en colores y, mediante las líneas de absorción, determinaron cuánto carbono, oxígeno, azufre y otros trece elementos hay en sus atmósferas.

Dos peonzas giran tan cerca que casi se tocan. Una es azul y ardiente; la otra, blanca y tenue. Juntas completan una vuelta en veinte horas. Es el par Feige 64: una estrella azul de apenas un tercio de la masa del Sol y una enana blanca —el núcleo enfriado de una antigua estrella— una vez y media más pesada que nuestro astro.

Dos estrellas giran una alrededor de la otra como bailarines que se acercan y se alejan. Con el tiempo, una de ellas se hincha y sus capas externas fluyen hacia la vecina. La que recibe el material ajeno no se distingue en apariencia de una estrella solitaria, pero su superficie lo recuerda todo.

En una olla de sopa hirviendo, las pequeñas gotas de grasa flotan hacia arriba, mientras que los trozos pesados de verduras se hunden al fondo.

En los primeros 500 millones de años después del Big Bang, las galaxias crecían a un ritmo vertiginoso. El gas caía rápidamente en ellas y colapsaba en estrellas sin encontrar resistencia. Este período se conoce como 'formación estelar sin obstáculos'.

En los primeros 500 millones de años después del Big Bang, las galaxias crecían a un ritmo vertiginoso. El gas caía rápidamente en ellas y colapsaba en estrellas sin encontrar resistencia. Este período se conoce como 'formación estelar sin obstáculos'.

Las estrellas son como peonzas: nacen girando rápido y con el tiempo se van frenando. Este proceso es como un reloj de arena: cuanto más lenta es la rotación de una estrella, más vieja es. Los astrónomos usan esta relación para determinar la edad de las estrellas, pero para ello necesitan grupos de referencia de estrellas con edad conocida.

Tras la explosión de una supernova, en el centro queda una bola densa del tamaño de una ciudad: una estrella de neutrones recién nacida. Está caliente, comprimida y tiembla como una campana después de un golpe. Esos temblores —las oscilaciones de la estrella— emiten ondas gravitacionales que los sensibles detectores en la Tierra podrían captar.

La explosión de una estrella masiva no es solo un destello, sino un golpe al gas circundante. Pero hasta ahora nadie había observado cómo se mueve el propio gas en los lugares de tales explosiones.

Una enana blanca es el antiguo núcleo de una estrella como el Sol, comprimido hasta el tamaño de la Tierra. Una cucharadita de su materia pesaría varias toneladas. Una estrella de neutrones es un resto aún más denso: una ciudad del tamaño de Manhattan, pero con una masa mayor que la del Sol.

La galaxia NGC 5584 es una enorme ciudad estelar donde unos barrios apenas se están construyendo y otros ya están marcados por gigantes ancianos. Para ver a unos y a otros, los astrónomos usaron dos «linternas» muy distintas.

Una estrella no es solo un sol lejano. Es la cuna de los planetas, que guarda en su luz la historia del nacimiento de todo el sistema. La composición química de una estrella es su ADN.

Un globo que se desinfla a tirones rebota por la habitación: el chorro de aire sale primero hacia un lado y luego hacia otro. Así se comporta una estrella moribunda cuando expulsa su envoltura hinchada. Solo que en lugar de aire hay gas ardiente, y en lugar del globo, una futura enana blanca (el denso remanente de una estrella, del tamaño de la Tierra).

Un «calibrador» cósmico pronto medirá una estrella de neutrones con una precisión de cien metros. Para un objeto de un par de decenas de kilómetros de diámetro, es como medir el grosor de un cabello humano desde un kilómetro de distancia. Una estrella de neutrones es el remanente de una supernova que explotó.

Una enana blanca es el núcleo enfriado de una estrella como el Sol. Su destino lo decide la masa: existe un límite claro, el de Chandrasekhar (alrededor de 1,4 masas solares), más allá del cual la estrella se contrae aún más.

Alrededor de una estrella recién encendida gira un remolino de polvo y gas. Ese remolino — el disco protoplanetario — crece absorbiendo materia de la nube circundante.

En un sistema estelar binario, una estrella arranca materia de su compañera. Durante siglos, esta materia se acumula en la superficie de la estrella de neutrones, un remanente superdenso de una estrella que ha muerto. Este proceso, conocido como acreción, suele desarrollarse de manera gradual.

En el horno de la formación estelar el calor alcanza los 900 grados, como en un alto horno al rojo vivo. Es en ese infierno donde nacen los cristales cósmicos.

Las estrellas más masivas son como globos demasiado inflados: su envoltura ya no se estira, sino que empieza a expulsar materia rápidamente. En cierta etapa, la pérdida de masa se vuelve tan intensa que la estrella deja de aumentar de tamaño. Los astrónomos observan este momento como una inflexión en un diagrama donde las estrellas se ordenan por luminosidad y temperatura.

Un planeta en la zona habitable no es garantía de vida. Así como un director guía a la orquesta, la estrella, a lo largo de miles de millones de años, dicta el ritmo y el carácter de la evolución de las atmósferas planetarias.

Una maratón de 13 mil millones de años comenzó con pesos dispares. Cien masas solares: más ligero que una nube de gas cualquiera. Cien mil: dominación gravitacional, comparable a un elefante entre gatitos. Así eran las semillas de agujeros negros que, para nuestros tiempos, debían convertirse en gigantes supermasivos.

El 26 de marzo de 2026, el observatorio chino-europeo Einstein Probe captó un destello de rayos X que duró un poco más de un cuarto de hora. Mil segundos. El telescopio WXT a bordo registró un aumento brusco de la radiación y luego un descenso suave — como si alguien hubiera gritado en el silencio y el eco se hubiera desvanecido lentamente.

14 segundos. Eso es lo que tarda el nuevo código en tejer el espectro completo de una estrella, desde el ultravioleta hasta el infrarrojo cercano.

17 supernovas de la muestra ZTF DR2 se encendieron antes de lo previsto. En las primeras horas y días después de la explosión, emitieron más luz de la que predicen los modelos estándar. Los astrónomos lo comparan con una mecha: antes de que el destello cegador desgarre el cielo, una lucecita precursora recorre las capas externas.

Un cúmulo estelar joven se parece a una orquesta antes del concierto: cada instrumento se afina a su manera y el rumor general parece caos. Pero si uno presta atención, puede distinguir notas individuales.

Setenta y dos discos protoplanetarios — capullos giratorios de gas y polvo, repletos de polvo cósmico y gas — quedaron bajo la mira del instrumento MIRI a bordo del JWST.

El colapso del núcleo de una estrella se parece a la compresión de un muelle: la materia cae hacia dentro y en el centro nace una estrella de neutrones. Pero la caída nunca es perfectamente uniforme. En las capas exteriores hirvientes, los remolinos aleatorios transmiten rotación al gas que cae — y alrededor del objeto central se arremolina un disco.

El espectrógrafo del JWST captó una sutil caída en el espectro de una lejana galaxia — dos líneas, como sombras dejadas por gas frío. Son las líneas del sodio, esa misma luz amarilla de las farolas urbanas. Aquí, en el borde del universo visible, revelan una pausada exhalación de la galaxia, que devuelve materia al cosmos.

3 milisegundos antes de la fusión. Un enorme agujero negro, girando a una velocidad frenética, atrae hacia sí una estrella de neutrones: una esfera del tamaño de una ciudad, pero con una masa de una vez y media la del Sol.

En el universo primitivo, apenas unos cientos de millones de años después del Big Bang, los astrónomos observan objetos extraños: pequeños puntos rojos. Son compactos, rojos, y en sus espectros las anchas líneas de Balmer delatan la presencia de agujeros negros supermasivos. Pero, ¿cómo pudo un agujero acumular millones de masas solares en tan poco tiempo?

15 175 107 estrellas. Cada una recibió su edad. Pero ninguna cifra está exenta de un velo de incertidumbre: la edad de una estrella no es un clavo clavado en el eje del tiempo, sino una nube de probabilidad, una niebla que oculta el valor verdadero.

A la pareja estelar J05+50 le toma casi dos meses completar una órbita alrededor de su centro común. Desde la Tierra se ve como un punto débil en la constelación de Hércules — a 4625 pársecs de nosotros. La fotometría de la estrella binaria registra solo un suave bamboleo de brillo, como el pulso de un corazón gigante.

15 175 107 estrellas. Cada una recibió su edad. Pero ninguna cifra está exenta de un velo de incertidumbre: la edad de una estrella no es un clavo clavado en el eje del tiempo, sino una nube de probabilidad, una niebla que oculta el valor verdadero.