Las estrellas son motores de energía cósmica generadoras de calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras partículas radiactivas. Se componen mayormente de plasma y gas, en un estado de supercalentamiento de la materia compuesta de partículas subatómicas. En la siguiente publicación revisaremos los principales aspectos de las estrellas en base a las enseñanzas del profesor José María Maza Sancho, astrónomo chileno y autor del libro Astronomía contemporánea.
Tabla de Contenido
El sol: una estrella típica
En el modelo geocéntrico del universo todo gira en torno a la Tierra, empezando por la Luna, luego Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y Saturno; por último la esfera de las estrellas fijas. Con ese ordenamiento resulta evidente que el Sol es de una naturaleza totalmente distinta de la de los otros cuerpos celestes. Mercurio y Venus están más cerca que el Sol, y Marte, Júpiter y Saturno más lejos que él, sin embargo los cinco se ven en el cielo de un brillo parecido; el Sol en cambio es diez mil millones de veces más brillante que ellos.
Aristarco de Samos, en la primera mitad del siglo III a.C. plantó un modelo heliocéntrico, subordinado la Tierra al imperio solar. Desgraciadamente la voz de Aristarco se perdió en el vacío; la hipótesis heliocéntrica no se podía aceptar dentro del marco de pensamiento impuesto por la física de su época; además nunca elaboró matemáticamente su proposición. Gracias a Euclides de Alejandría, Apolonio de Perga y por último a Hipa reo de Nicea, madura la astronomía griega y la geometría, lo que permitió hacer un modelo detallado para explicar las observaciones. Al comenzar el siglo n de nuestra era Claudio Ptolomeo propone el sistema geocéntrico, con deferentes y epiciclos, que fue considerado como la verdad absoluta por casi quince siglos. Pese que en el sistema de Ptolomeo el centro de todo es la Tierra y en principio el Sol es un cuerpo más que gira en torno a ella, hay un gran número de aspectos del sistema de epiciclos y deferentes que son gobernados por el Sol.
En 1543 Nicolás Copérnico publica su libro donde da a conocer un nuevo modelo de universo, centrado en el Sol y donde la Tierra es degradada al rango de un mero planeta orbitando al Sol, al igual que otros 5 cuerpos semejantes. Copérnico tampoco tenía argumentos científicos para contestar los ataques que sabía le harían, basados en la física aristotélica, que aún regía casi sin contrapeso en pleno siglo xvi. Sus argumentos son más estéticos que de otra índole. Así escribe en su tratado: "y en medio de todo permanece el Sol. Pues, ¿quién en este bellísimo templo pondría esta lámpara en otro lugar mejor, desde el que pudiera iluminar todo? y no sin razón unos le llaman lámpara del mundo, otros mente, otros rector".
La lámpara de Copérnico es en verdad un objeto muy especial, fuente de luz y calor que la Tierra recibe permanentemente y motor de toda forma de energía y de vida en la Tierra. Sin embargo, ¿es el Sol verdaderamente el centro del universo como lo pensó Copérnico? No es simplemente el centro del sistema planetario. En este último caso muchas estrellas, quizás todas, serían cuerpos como el Sol. La idea fue cundiendo desde la publicación del libro de Copérnico, pero era un rudo golpe al ego del hombre (ofendía en especial a los teólogos). En el año de 1600 Giordano Bruno fue quemado en la hoguera por la Inquisición debido a que sostuvo, entre otras cosas, que el Sol era el centro del sistema planetario, que era sólo una estrella y que había vida en otros planetas de otras estrellas.
El sistema heliocéntrico exigía que las estrellas fueran cuerpos muy distantes, a lo menos miles de veces más distantes que el Sol. Las estrellas deberían estar cien mil veces más distantes que el Sol, si emiten lo mismo que él, por ser diez mil millones de veces más débiles. Ese argumento fue propuesto a fines del siglo XVII, por el gran astrónomo y físico holandés Christian Huygens. En el año 1838 se logró medir por primera vez la distancia a una estrella y efectivamente se encontró que estaba a más de 200 mil unidades astronómicas; esto mostró que el brillo intrínseco del Sol y las estrellas son perfectamente comparable.
Con los grandes avances experimentados por la astronomía en el siglo pasado y en el curso del presente siglo, se puede afirmar sin ninguna duda que el Sol es una estrella típica; ni muy grande ni muy chica, ni luminosa ni débil, ni tan joven ni tan vieja. En resumen, una estrella común y corriente, como hay millones y millones.
Utilizando la tercera ley de Kepler, modificada por la ley de gravitación universal de Newton, se puede, a partir del movimiento de la Luna entorno a la Tierra y de esta última en torno al Sol, obtener la masa del Sol en términos de la masa de la Tierra. El resultado es una masa 330.000 veces la de la Tierra, o sea, 2 x 1033 gramos (un dos seguido de 33 ceros).
Conociendo el tamaño angular que subtiende el Sol visto desde la Tierra de algo más de medio grado (31' 59,3") y su distancia media, de 149.600.000 kilómetros, es posible determinar su tamaño lineal. Su radio resulta ser de kilómetros, 109 veces mayor que el de la Tierra. El volumen del Sol es 109 veces mayor que el de la Tierra. Su densidad (masa por unidad de volumen) es menor que la de la Tierra, alcanzando sólo a 1,4 gramos por centímetro cúbico, apenas algo mayor que la densidad del agua que es de 1 gr/cm3; la densidad del Sol depende de la distancia al centro.
La característica más importante para definir al Sol es su cantidad de materia, su masa. Supera a la de la Tierra 330.000 veces. El planeta Júpiter, el mayor de todos los del sistema solar, tiene una masa 318 veces mayor que la de la Tierra, pero que sólo alcanza a 1 milésima de la masa solar. La masa de los 9 planetas sumada sólo llega a 1,34 milésimos de la masa solar. Dicho de otro modo el Sol posee el 99,87% de la masa del Sistema Solar. Ahí reside la diferencia primordial entre el Sol (o una estrella) y los planetas: el Sol supera entre mil y un millón de veces la cantidad de materia de un planeta y aún mucho más a los cuerpos menores como pequeños planetas y cometas.
Si miramos el cielo a simple vista una noche estrellada veremos desde un lugar oscuro unas 3 mil estrellas. Con un pequeño telescopio ese número aumenta considerablemente. El espacio está lleno de miles de millones de estrellas. Ellas son las depositarias de la gran mayoría de la masa que vemos en el universo. Por lo tanto, si sólo pudiésemos escribir unas pocas líneas acerca del universo, ellas deberían estar destinadas a describir las propiedades fundamentales de las estrellas. Aunque todas las estrellas tuviesen 10 planetas cada una la masa de las estrellas es tantos miles de veces mayor, que los planetas tienen muy poca importancia en un balance de masa del universo. Los planetas son los albergues de la vida (a lo menos lo es la Tierra) y por pequeños que sean pueden ser los cuerpos más trascendentes del Universo.
La cosmografía es una ciencia que realiza una descripción del cosmos o universo a través nociones esenciales de matemáticas y física. Su origen y desarrollo data de tiempos pretéritos y se estructura en torno a la propia evolución humana.
Energía solar
Para Copérnico el Sol era la lámpara que ilumina la catedral del universo y por esa razón debía estar en el centro. El argumento, a pesar de su poca solidez científica, apuntaba a la cualidad más notoria del Sol: su inmenso brillo. En efecto, lo admirable del Sol es la cantidad monumental de energía que emite por segundo. Sobre la superficie de la Tierra recibimos 1,92 calorías por centímetro cuadrado por minuto (esto es, a 1 centímetro cúbico de agua le podríamos elevar su temperatura en 2 grados con el calor que recibimos en cada centímetro cuadrado, en cada minuto). La cantidad total de energía que el Sol lanza al espacio es gigantesca pues en cada centímetro cuadrado de una esfera de 150 millones de kilómetros de radio centrada en el Sol, se reciben casi 2 calorías por minuto; eso implica que el Sol emite 3,8 x 1033 ergs en cada segundo. ¿Cuál es la fuente de energía que le permite al Sol derrochar energía en esas proporciones? Hasta avanzado el siglo XX esa era una pregunta sin respuesta satisfactoria.
Antes de pasar a las fuentes de energía del Sol y las estrellas veamos qué temperatura superficial tiene el Sol. Hay varios métodos para estimarla, basados en el análisis de la luz que recibimos del Sol. Estudiando la distribución de energía en función del color (longitud de onda) se obtiene una temperatura de 5.800 K. A esa temperatura la superficie del Sol no puede ser ni sólida ni líquida, sólo puede estar en forma gaseosa; incluso ni siquiera pueden existir moléculas, sino sólo átomos individuales. La temperatura debe crecer hacia el interior del Sol; en modelos detallados del interior solar se obtiene una temperatura central de 15 millones de grados. A esas temperaturas sólo puede existir la materia en forma gaseosa. Los choques entre las partículas son violentos al punto que los átomos pierden la mayoría de sus electrones. Por lo tanto el Sol es una gran esfera de gas incandescente, un gigantesco globo de gas.
Si el Sol es una simple esfera de gas ¿por qué no se evapora en el espacio? Por la misma razón que no se pierde en el espacio la atmósfera terrestre; la fuerza de gravedad se lo impide. El Sol, la Tierra, todos los cuerpos atraen a las partículas a su alrededor. El Sol es una masa inmensa; su fuerza de gravitación produce una aceleración de gravedad en su superficie que es ¡28 veces mayor que la correspondiente a la Tierra! Un cuerpo allí pesaría 28 veces más que en la Tierra. El campo gravitatorio de un cuerpo celeste implica que es necesario tener una velocidad mínima para poder alejarse de él para siempre. Esa velocidad, llamada velocidad de escape, es de 11,2 kilómetros por segundo en el caso de la Tierra y de 620 kilómetros por segundo para la superficie del Sol. De acuerdo a la teoría cinética de los gases, una molécula o átomo en un gas se mueve con una velocidad mayor si su temperatura aumenta. A 300 K, temperatura típica de la atmósfera terrestre, las moléculas en ella se mueven a una velocidad menor de 3 km/seg, inferior a los 11,2 km/seg necesarios para escapar. A los 5.800 K de los átomos de la atmósfera solar el hidrógeno se mueve a 12 km/seg, velocidad muy por debajo de la velocidad de escape del Sol. Por lo tanto los átomos no se escapan del Sol porque su velocidad es muy baja.
La "superficie" del Sol a la que hemos hecho referencia anteriormente es en realidad una ilusión óptica, no existe. El Sol es una esfera gaseosa y como tal no tiene superficie. Pero si miramos al Sol, por ejemplo al momento de la puesta, parece tener un borde muy bien definido. Es cierto, pero es necesario recordar que lo estamos viendo desde una gran distancia y lo que estamos viendo es la zona de la cual la radiación alcanza a salir; desde más adentro la radiación es absorbida por las capas más externas. La superficie aparente del Sol es como la superficie aparente de las nubes en la atmósfera o como el límite de visibilidad en una noche de neblina que hace parecer que las luces del auto encuentran una pared blanca a una cierta distancia. Es una superficie aparente causada por la opacidad del gas de la fotosfera solar.
Fuentes de energía de una estrella
El Sol emite 3,8 x 1033 ergs en cada segundo, que corresponde a una potencia de 3,8 x 1023 kilowatts. Cualquier cuerpo que esté perdiendo energía continuamente está obligado a enfriarse paulatinamente, a menos que tenga una manera de reponer la energía que pierde. ¿Se enfría el Sol? Hay evidencias geológicas que indican que la cantidad de radiación solar que ha recibido la Tierra ha permanecido constante en los últimos tres mil millones de años. Eso indica que el Sol debe haber permanecido constante a lo menos durante ese lapso de tiempo.
Distintas mediciones coinciden en señalar que la Tierra tiene una edad de 4.600 millones de años. Las teorías de formación del Sol y las estrellas indican que el Sol debe haberse formado simultáneamente con sus planetas, lo que fija la edad del Sol en 4.600 millones de años. En el siglo pasado se estaba absolutamente en las tinieblas para entender cuál es la fuente de energía del Sol. Se sabía que si fuese de carbón de piedra y oxígeno, la combustión de una masa como el Sol emitiendo energía a la tasa que lo hace, sólo duraría 6.000 años. La edad del Sol es casi un millón de veces más larga por lo que necesitamos una fuente de energía mucho más eficiente que la hulla.
A mediados del siglo XIX (en 1853) el físico H. von Helmholtz (1821-1894) propuso que la fuente de energía del Sol era gravitacional. El Sol (y cualquier estrella) al contraerse disminuye su energía gravitacional y la mitad de esa variación se utiliza para aumentar la energía interna del sistema y la otra mitad puede ser radiada al espacio. El diámetro solar debería disminuir en 75 metros por año para producir energía del modo que el Sol lo hace actualmente. Esto estaba muy por debajo de lo que podían detectar los instrumentos del siglo XIX. Si se calcula la energía gravitacional total que el Sol puede haber liberado si se inició como una nube totalmente dispersa en el espacio, se puede ver cuanto tiempo podría haber vivido el Sol con esa fuente de energía. La respuesta que se encuentra es de aproximadamente 20 millones de años. Ese tiempo, inmenso comparado con el de cualquier combustión química, pareció acertado durante varias décadas. Sin embargo, al consolidarse la determinación de la edad de la Tierra en torno a varios miles de millones de años, se volvió a estar en las tinieblas con relación a la verdadera fuente de energía para el Sol y las estrellas. La edad de la Tierra logró determinarse gracias al descubrimiento de la radioactividad; analizando muestras de rocas se pudo calcular la edad de ellas y de los fósiles que allí se encuentran.
Albert Einstein (1879-1955) propuso que la masa es una forma de energía, existiendo una equivalencia entre ambas, dada por la fórmula: E = m*c2. De acuerdo con ella el aniquilamiento de 1 gramo de masa produce 9 x 1020 ergs (2 x 1013 calorías), energía suficiente para evaporar 55 metros cúbicos de agua (55 toneladas). Si en el interior del Sol se aniquilara la materia, la masa del Sol podría producir la energía para mantenerlo brillante por muchos miles de millones de años, bastante más que su edad actual. Con eso la idea estaba lanzada pero tuvieron que pasar tres décadas antes de que se comprendiera cabalmente el proceso de transmutación de materia en energía.
En 1938 los físicos Hans Bethe, norteamericano, y Karl von Weizsdcker, alemán, propusieron en forma independiente un mecanismo de transmutaciones nucleares que explica la producción de energía del Sol y las estrellas. El resultado neto de una serie de transmutaciones consiste en la fusión de cuatro átomos de hidrógeno para originar un átomo de helio. La temperatura en el centro del Sol alcanza los 15 millones de grados, valor al cual los choques entre los átomos son tan violentos que todos los átomos de hidrógeno han perdido sus electrones (están ionizados). El núcleo de un átomo de hidrógeno está constituido por un protón, partícula nuclear con carga positiva; dos protones se repelen con una fuerza eléctrica que puede ser muy intensa a pequeñas distancias. Por eso si se acercan dos protones en un gas nunca chocan pues se repelen eléctricamente. Sin embargo a una temperatura superior a 10 millones de grados las velocidades típicas de los protones son tan altas que esporádicamente se encuentran violentamente dos protones y se acercan lo suficiente para que opere entre ellos la fuerza de atracción nuclear que, a distancias pequeñísimas es aún más poderosa que la repulsión electrostática. Se forma así un átomo de hidrógeno pesado, un deuterio. Los pocos núcleos de deuterio que se forman son impactados por otro átomo de hidrógeno para formar un núcleo de helio 3 (He3); finalmente la colisión de 2 núcleos de He3 forma un He4 liberando dos protones. El resultado del proceso es que 4 átomos de hidrógeno se transforman en un átomo de helio. Como el átomo de helio pesa un poco menos que la suma de 4 hidrógenos esa pequeña diferencia de masa se transforma en energía.
Es necesario señalar que pese a la inmensa temperatura la reacción nuclear entre dos protones sigue siendo muy, pero muy poco probable, ocurre muy rara vez; millones y millones de encuentros entre dos protones siguen terminando en una repulsión, sólo ocasionalmente dos protones se parean para producir un deuterio. Por eso el Sol es un gigantesco alto horno nuclear de fusión autocontrolado por su fuerza de gravedad, y no una bomba de hidrógeno.
Mil gramos de hidrógeno puro se transforman en 993 gramos de helio puro más "7 gramos de energía". Por lo tanto la transmutación de 1 kilogramo de hidrógeno produce 6,3 x 1021 ergs. Eso significa que en el Sol se están transformando 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, de las cuales 4,2 millones de toneladas de masa se consumen en forma de energía. Pese a que el Sol pierde una gran cantidad de masa por segundo, en los próximos 5 mil millones de años gastará 6,7 x 1029 gr, el 0,03% de su masa por las transmutaciones nucleares, una cantidad muy pequeña para tener una influencia, por ejemplo en las órbitas de los planetas del sistema solar.
La cosmología es una ciencia integrante de la astronomía dedicada al estudio de las leyes generales, el origen y la evolución del cosmos. En términos simples, la cosmología es el estudio del cosmos en gran escala.
Composición química de las estrellas
Gracias al análisis espectral de la luz, se ha podido ir conociendo la composición química de las estrellas. En la segunda mitad del siglo XIX se supo qué elementos químicos están presentes en la atmósfera de las estrellas. Sin embargo sólo en los años treinta se empezó a tener una buena idea de la composición química de las estrellas y el Sol. La razón para esta demora fue que no se conocía la dependencia exacta entre la intensidad de las líneas espectrales y las condiciones físicas del gas que las produce. Por ejemplo, un gas muy caliente puede no absorber ciertas líneas no porque no contenga el elemento químico que las produce sino simplemente porque los átomos están ionizados y no en estado neutro. Al aclararse las leyes que gobiernan la excitación y la ionización de los átomos se llegó a la sorprendente conclusión que la composición química de todas las estrellas es muy similar y que un 74% de la masa es hidrógeno, un 24% helio y el otro 2% está constituido por el resto de los elementos químicos. Pese a que un 2% de elemento pesado es poca cosa, la masa del Sol es tan grande que la cantidad de toneladas de elementos pesados que contiene es varios miles de veces mayor que la masa de la Tierra entera. Después del hidrógeno y el helio, los elementos presentes en el Sol y las estrellas son el carbono, nitrógeno, oxígeno, magnesio, sodio, aluminio, silicio, azufre, potasio, calcio, hierro, etc.
Masa de las estrellas
La cantidad de materia, que se mide a través de lo que se conoce en física como la masa, es la propiedad más importante de una estrella. Estamos acostumbrados a entender la masa a través del peso, al punto que se usa incluso la misma unidad; una masa de un gramo pesa un gramo-peso. Si lo pusiéramos en pleno espacio, alejado de cualquier cuerpo celeste, el gramo ya no pesaría pero contendría igualmente una masa de un gramo. Las masas de las estrellas son tremendamente grandes. La masa del Sol es 2 x 1033 gramos. Corresponde, como ya hemos repetido, a un valor 330.000 veces más grande que la masa de la Tierra. Por comodidad las masas de las estrellas se expresan en masas solares, es decir, cuántas veces mayor (o menor) es la masa de la estrella que la masa del Sol. Las masas de las estrellas fluctúan en el rango entre 0,1 y 100 masas solares. Las estrellas de menor masa tienen un 10% de la masa del Sol; las de mayor cantidad de materia superan al Sol en un factor 100. Sin embargo, las estrellas de masas mayores de 10 son muy escasas.
¿Cómo se conoce la masa de una estrella? Gracias a que un gran número de las estrellas del universo son estrellas dobles, estas dos estrellas giran en torno a su centro de masas. Estudiando las órbitas de las estrellas binarias o dobles se puede calcular la masa total del sistema y la masa de cada componente individual, utilizando la tercera ley de Kepler modificada por Newton. De ese modo se ha determinado la masa de muchas estrellas.
Hay muchas propiedades de las estrellas que dependen directamente de la masa, entre ellas la luminosidad. Se entiende por luminosidad de una estrella a la cantidad total de energía que emite al espacio por segundo. Mientras mayor es la masa, mayor es la luminosidad de la estrella. Por ejemplo, una estrella de 10 masas solares tiene una luminosidad 10.000 veces mayor que el Sol; una estrella de 0,1 masa solar tiene una luminosidad unas 10.000 veces menor que el Sol.
El Sol y todas las estrellas son gigantescas plantas termonucleares de fusión autorreguladas por su propia gravedad. El combustible es el hidrógeno y su fusión en helio le permite a la estrella vivir mucho tiempo. ¿Cuánto tiempo? Depende de la cantidad de combustible (la masa) y de la velocidad a la cual lo gasta (la luminosidad). Una estrella de gran masa tiene una alta luminosidad y por lo tanto gasta muy rápido el combustible disponible. Por ejemplo, una estrella de 10 masas solares tiene 10 veces más combustible que el Sol pero por tener una luminosidad 10.000 veces mayor lo quema 10.000 veces más rápido. La combinación de ambos factores determina una vida 1.000 veces menor para una estrella de 10 masas solares. Por el contrario una estrella pequeñita, de 0,1 masas solares vivirá 1.000 veces más que el Sol. Pero ¿cuánto vivirá el Sol? No es fácil responder pues es necesario hacer un modelo detallado. Los mejores modelos dan una vida estimada para el Sol de alrededor de 11 mil millones de años; ha vivido casi 5 mil millones y vivirá 5 mil millones de años más sin cambiar en absoluto; ahí recién empezarán a evidenciar sus muchos años. Pero veamos las cosas desde un principio.
El sistema solar se compone principalmente de ocho de cuerpos celestes denominados planetas. Estos giran alrededor del Sol y son (conocidos hasta ahora): Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Nacimiento de las estrellas
Estudiar la vida de las estrellas no es un problema fácil. Se puede comparar con la dificultades que podría tener un hipotético científico extraterrestre que nos visitara en la Tierra por media hora. Recorrería con su nave distintos lugares, tomaría fotografías, videos, apuntes, etc. Vería árboles, elefantes, hormigas, perros, gatos, monos, hombres, mujeres, niños, ancianos, etc. Si tan sólo quisiera, con datos recogidos durante media hora, saber cómo nacen, viven y mueren los seres humanos podría formularse las más diversas hipótesis que tendría que analizar cuidadosamente. Una podría ser que nacen grandes y se van consumiendo, disminuyendo de tamaño, y al alcanzar los 50 centímetros mueren; o podría ser al revés. Vería distintos tipos de color de piel, pelos cortos y largos, hombres y mujeres, etc. ¿qué propiedades son permanentes y cuáles transitorias? ¿van cambiando de color con el tiempo? ¿van cambiando de sexo? ¿los pelos aumentan o disminuyen? Si un científico extraterrestre sólo tuviese media hora para tomar datos y luego se fuera a su planeta y tratara allá de formarse una idea de la evolución del hombre, es claro que tendría serios problemas.
La situación de los astrónomos es similar pues conocemos las estrellas, hemos estudiado sus propiedades, por casi un siglo, pero la vida de una estrella se mide en miles de millones de años. Un siglo comparado con la vida del Sol son como 22 segundos comparado con 70 años, vida típica de una persona. Los astrónomos no pueden estudiar la evolución de las estrellas esperando que ellas envejezcan. Si el problema es tan complicado, ¿cómo se ha avanzado en tan difíciles arenas? ¿De qué sirven las teorías si no pueden ser contrastadas con observaciones? Sólo por una feliz circunstancia sabemos algo sobre el tema. Ella es que las estrellas no nacen nunca solas, nacen en grandes grupos, llamados cúmulos estelares.
Esos partos múltiples eran espectaculares en el pasado, llegando a nacer un millón de estrellas al mismo tiempo. Esos son los cúmulos globulares, cuyos más notables exponentes en el cielo austral son Omega Centauri y 47 Tucanae. Ahora sólo vemos nacer grupos menores, llamados cúmulos estelares abiertos, que contienen unos pocos cientos de estrellas.
En los cúmulos estelares podemos ver un conjunto de estrellas que nacieron todas al mismo tiempo y a partir del mismo material. Sólo cambia de una estrella a otra la masa. Observando un cúmulo podemos ver estrellas de diferentes masas a una edad determinada. Ya explicamos que las estrellas envejecen y mueren en un lapso de tiempo que es una fuerte función de su masa; observando un cúmulo estelar que tenga una edad, por ejemplo, de 10 millones de años, veremos dando síntomas claros de envejecimiento a las estrellas de masas mayores de 10 masas solares; las de más de 15 masas solares habrán muerto ya y las de menos de 9 todavía estarán más o menos como han vivido toda su vida.
Hay muy buenas razones para afirmar que las estrellas se forman por contracción gravitacional de nubes interestelares. Se observan muchas nubes gaseosas en el espacio interestelar, que contienen gas y polvo y que por un estímulo externo pueden condensarse en estrellas. Estas nubes son grandes, de enormes dimensiones y contienen una masa entre 10 mil y más de un millón de masas solares. Por efecto de la contracción gravitacional de una nube cualquier inhomogeneidad inicial se acentúa, produciéndose fragmentación en la contracción, naciendo varios miles de estrellas en el mismo proceso. Se puede demostrar teóricamente que dada una nube de gas, a una cierta temperatura y densidad, existe un tamaño mínimo para que la autogravedad de la nube supere a la presión del gas y obligue a las moléculas a caer hacia el centro de la nube. Dado un tamaño y una temperatura existe una densidad mínima (o masa mínima) para que la nube pueda colapsar. Las nubes del espacio interestelar tienen una densidad inferior a la crítica. Por acción de un estímulo que comprima la nube se pueden producir estrellas en ella. Ese estímulo puede ser el paso de la nube por un brazo espiral o la explosión cercana de una supernova.
Actualmente gracias a los avances en la astronomía del infrarrojo, ondas milimétricas y ondas de radio, se puede obtener información de las zonas más densas de las nubes interestelares, donde están naciendo en este momento muchas estrellas en la Vía Láctea. En ondas milimétricas obtenemos información directamente de la sala de partos de las estrellas, que no nos llega en luz visible pues las estrellas nacen en la oscuridad de las nubes densas.
Las estrellas de gran masa nacen más rápido que el Sol pues su atracción gravitatoria al ser mayor define un tiempo de colapso mucho más breve. El parto del Sol debe haber demorado unos 50 millones de años. El de una estrella de 10 masas solares unos 100 mil años. El de una estrella más pequeña que el Sol demora tanto como mil millones de años. En el proceso de contracción que da origen a la estrella, la parte central, más densa, se contrae más rápido, lo que lleva a que la estrella en nacimiento forme primero un núcleo que aglutina posteriormente el resto del material que constituirá la estrella. En el caso del hipotético nacimiento de una estrella de más de 100 masas solares, esta forma un núcleo muy rápidamente que logra encender las reacciones nucleares en su interior y emitir una inmensa cantidad de energía antes que termine de "caer" sobre el núcleo el material de la periferia. Esa tremenda cantidad de energía logra frenar la caída del resto de la materia, la calienta tremendamente y logra expulsarla por efecto de la presión de radiación. Por ese motivo no se encuentran en el universo estrellas de más de 100 masas solares; aunque hubiese fragmentos de más de 100 masas solares que entrasen en contracción, el mecanismo antes señalado determinará una masa final para la estrella menor que 100 masas solares. Este límite depende de la composición química del gas en colapso, y tal vez de otros factores como la rotación inicial de la nube y su campo magnético. Cien masas solares es el límite superior de masa en el caso de una nube con muy poca contaminación (muy baja abundancia de elementos químicos pesados).
Vida de una estrella
Una estrella se considera que nace en el momento en que su temperatura central llega a unos 10 millones de grados, desencadenando las reacciones nucleares que transforman hidrógeno en helio. En ese momento la estrella tiene una fuente interna de energía que le permitirá por millones de años reponer la energía que pierde por su superficie. Si el proyecto de estrella tuviese una masa menor que 0,1 masa solar se contraerá, liberará energía gravitacional y la mitad de ella la usara para elevar su temperatura interior, aumentará la presión en su centro, seguirá contrayéndose pero nunca su temperatura central llegará al nivel necesario para transmutar hidrógeno en helio. La estrella en potencia brillará durante un tiempo pero jamás se estabilizará, muriendo sin llegar nunca a ser una estrella formal. A estas estrellas que no pudieron ser se las ha bautizado como enanas café.
Una estrella al nacer es un gigantesco globo de gas. Este se encuentra sujeto al sutil equilibrio de dos fuerzas opuestas: la atracción gravitatoria que trata siempre de comprimir la estrella y la fuerza que proporciona la presión interna del gas, que trata de expandir. De acuerdo a la ley de Newton es posible calcular el valor de la fuerza gravitatoria en cada punto del interior y a partir de la ecuación de estado de los gases perfectos se puede calcular el valor de la presión (que es proporcional a la densidad y la temperatura). La igualdad entre ambas fuerzas se conoce como la condición de equilibrio hidrostático. Se puede demostrar que una estrella como el Sol si quisiese violar esa condición de equilibrio experimentaría un cambio significativo (contrayéndose o expandiéndose) en unos 15 minutos de tiempo. Como se sabe que el Sol no ha experimentado variación alguna en escalas de tiempo mucho mayores, podemos estar seguros que obedece fielmente los mandatos del equilibrio hidrostático.
Utilizando esta condición de equilibrio básico de la estrella se puede demostrar que tanto la presión interna como la temperatura y la densidad deben aumentar hacia el centro de la estrella. La presión extraordinaria que hay en el interior solar es proporcionada por una temperatura altísima. La masa de la estrella determina la presión central y ésta a su vez la temperatura. Si la masa es menor que 0,1 masas solares la presión central nunca será tan alta para forzar una temperatura cercana a los 10 millones de grados. Así jamás se inician reacciones nucleares y por ende la estrella se enfría y se contrae hasta adoptar una estructura muy densa donde serán los electrones de los átomos los que proporcionarán finalmente la presión para impedir que la estrella continúe contrayéndose. La cuasi-estrella pasará de enana café a una estructura semejante a la de las enanas blancas, sin lograr nacer. El proceso es muy lento pues la cantidad de energía radiada del espacio por una enana café es muy pequeña (menos de una millonésima de la luminosidad solar).
Nuestro cercano Júpiter, con su masa de un milésimo de masa solar, está en el límite inferior de las masas de las enanas café. Se sabe que está radiando al espacio más energía que la que recibe del Sol y su estructura interna es semejante a la de las enanas blancas (las que veremos posteriormente). Cualquier cuerpo con una masa inferior a una milésima de masa solar nunca tendrá ni muy alta temperatura para ser una estrella ni tampoco logrará muy alta densidad para parecerse a una enana blanca. Su interior será sólido o a lo más, líquido y sus partes exteriores serán sólidas; constituirá un planeta. Reiteramos entonces que lo que determina que un cuerpo sea una estrella o un planeta es sólo su masa; si la masa es pequeña jamás podrá ser estrella, se solidifica y será un planeta. En el caso inverso si su masa es muy grande su destino inevitable es convertirse en estrella, pues su temperatura central superará los 10 millones de grados Kelvin.
La masa le determinará totalmente la vida a la estrella. El Sol, por su masa se estabilizó como una estrella amarilla con 5.800 grados en su superficie y que radia 3,8 x 1033 ergs por segundo. Una estrella con la mitad de su masa es una estrella anaranjada, más fría, y menos luminosa. Una estrella de 10 masas solares será una estrella azul de unos 20.000 grados y una luminosidad 10.000 veces mayor que el Sol.
Las estrellas de mayor masa tienen una vida más corta pues consumen su combustible mucho más rápido. Una estrella en general gasta alrededor del 90% de su vida transformando hidrógeno en helio en su núcleo. Se va formando con ello un núcleo muy rico en helio. Cuando se le empieza a agotar el hidrógeno la estrella empieza a dar los primeros signos de vejez. ¿Cuándo le ocurrirá eso al Sol? ¡No hay de qué preocuparse! Será en unos 5 mil millones de años más. Una estrella de 10 masas solares sólo vive algo más de 10 millones de años. Una enanita de 0,1 masa solar vivirá un billón de años (un millón de millones de años).
El Sol está en plena edad adulta. Si lo comparamos con el ciclo vital de un ser humano y suponemos que su vida total fuese de 70 años, el Sol estaría en los 30. Su período de gestación habría sido 50 millones de años en lugar de 9 meses. Hasta los 60 no cambiará mayormente pero entre los 60 y los 70 pasará por varias etapas evolutivas, cada vez más rápido.
Una estrella que está transmutando hidrógeno en helio está generando por ese proceso una cantidad de energía que debe ser idéntica a la que está perdiendo por su superficie; de otro modo se calentaría o se enfriará con el paso del tiempo. Como sabemos que las estrellas viven períodos largos sin cambiar sus condiciones, ese equilibrio de energía debe ser obedecido rigurosamente.
Mencionemos por último que la energía generada en el centro de la estrella debe ser transportada hasta la superficie donde es arrojada al espacio cósmico. Hay tres mecanismos básicos para el transporte de energía que son el transporte por radiación, por convección y por conducción. Este último, muy efectivo en los sólidos, no tiene importancia en la mayoría de las estrellas. Los procesos más relevantes son los de radiación y de convección. La energía generada en el centro es liberada por los procesos nucleares en forma de fotones de muy alta energía (rayos y). Dependiendo de la opacidad del gas los rayos recorren un cierto camino antes de ser absorbidos por la materia. Esta emitirá otro fotón que será característico de su temperatura. Como la temperatura disminuye hacia afuera los fotones generados más y más afuera serán progresivamente rayos y, luego rayos X duros, rayos X blandos (rayos X de menor energía), fotones ultravioleta para llegar a fotones ópticos a la hora de alcanzar la superficie.
La eficiencia del transporte radiativo dependerá de la opacidad del gas que fija el camino libre medio de un fotón antes de ser absorbido. Si la opacidad es muy alta el proceso se hace ineficiente entrando a operar el transporte convectivo. La convección consiste en el desplazamiento de masas calientes de gas a zonas más alejadas del centro, más frías, acompañado de movimientos semejantes de masas gaseosas a regiones más profundas. Con esta circulación del gas (ascensos y descensos) se transporta energía de zonas calientes a regiones más frías. La convección mezcla la materia manteniendo la uniformidad química en toda la zona convectiva. En general en una estrella como el Sol o más fría hay transporte convectivo en toda su región externa cercana a la superficie y en las estrellas más calientes hay transporte convectivo en el núcleo. La importancia del transporte convectivo se manifiesta en la evolución de cierto tipo de estrellas en las cuales las corrientes convectivas redistribuyen los elementos químicos sintetizados en el interior y en algunos casos logran llevarlos hasta la superficie misma de la estrella.
Las galaxias son agrupaciones estelares y planetarias vinculadas gracias a la gravedad en una estructura más menos delimitada. La Vía Láctea es una especie de galaxia que alberga nuestro sistema solar y, por supuesto, al planeta tierra.
Gigantes rojas
En 5 mil millones de años el Sol comenzará a agotar su hidrógeno en el núcleo. Por largo tiempo el Sol y todas las estrellas mantienen un perfecto equilibrio entre la fuerza de la gravedad que trata de contraer a la estrella y la presión interna, por ser un gas muy caliente. En la parte central de una estrella el peso de todas las zonas exteriores es muy grande y así lo es también la presión interna y para ello la temperatura. Cuando el núcleo de la estrella no logra generar la energía que está radiando la superficie la gravedad supera a la presión y el centro se contrae. Con esa contracción aumenta la temperatura central lo que hace más eficiente las reacciones nucleares del poco hidrógeno que aún queda. Cuando se agota el hidrógeno en el núcleo la estrella continúa trasmutando hidrógeno en una cáscara en torno a él. La contracción del núcleo produce un aumento de la energía total generada y eso hace aumentar el volumen de la estrella; las capas exteriores de la estrella comienzan a inflarse. La expansión se traduce en un enfriamiento de la superficie; la estrella se transforma lentamente en una gigante roja. En esta etapa una estrella que era inicialmente como el Sol llega a ser unas mil veces más luminosa y con un radio unas cien veces mayor.
Durante la fase de gigante roja la estrella depende de una delgada cáscara que transmuta hidrógeno para satisfacer todas sus necesidades energéticas. Finalmente el núcleo alcanzará una temperatura de 100 millones de grados y comenzará a transmutar helio.
Si se unen adecuadamente tres átomos de helio 4 se puede producir un núcleo de carbono 12. Esa reacción nuclear es mucho menos eficiente que la anterior por lo que la estrella sólo puede prolongar su agonía por otros mil millones de años. Al encender el núcleo de helio la estrella experimenta un rejuvenecimiento; su núcleo se expande mientras sus cáscaras externas se contraen. La estrella deja de ser gigante roja; su temperatura superficial vuelve a aumentar. Por un tiempo la estrella tendrá dos fuentes de energía: la proporcionada por la fusión del helio en el núcleo y la de una cáscara que transmuta hidrógeno en helio.
Al agotar el helio en el núcleo la estrella continuará transmutando helio en carbono (y oxígeno) en una cáscara en torno al núcleo de carbono 12. La estrella empezará a contraer su núcleo y volverá a crecer su tamaño, disminuyendo la temperatura de su superficie. La estrella volverá a ser una gigante roja, pero con una estructura interna distinta.
Una estrella como el Sol una vez consumido su núcleo de helio y transformado en carbono no podrá obtener ninguna fuente adicional de energía. Contraerá el núcleo de carbono pero no logrará elevar su temperatura para desencadenar nuevas reacciones nucleares en él. El núcleo se habrá contraído tanto y sus capas exteriores se habrán dilatado a tal punto que se producirá una separación entre el núcleo y su envoltura. La envoltura se desprenderá produciendo el bello fenómeno denominado nebulosa planetaria. Su nombre es engañoso; fueron bautizadas así porque se ven como pequeños discos a través de un telescopio, igual que los planetas, pero no tienen ninguna relación con ellos.
Enanas blancas
Una gigante roja experimenta pérdida de masas de su superficie. En la etapa en que ha agotado incluso el helio en su núcleo la estrella contrae su región central y arroja al espacio las cáscaras más externas, transformándose en nebulosa planetaria. La nebulosa planetaria irá lentamente dejando ver el núcleo de la estrella, inicialmente muy caliente, y que se irá enfriando para dar origen a un tipo extraño de estrella que se conoce como enana blanca. Su tamaño es como la Tierra, de unos 10 mil kilómetros de diámetro, unas cien veces menor que el Sol. Sin embargo contiene una masa muy parecida a la del Sol (lo que pierde en la fase de gigante roja y como nebulosa planetaria es un porcentaje pequeño de la masa original). Por lo tanto la densidad de la enana blanca es aproximadamente de una tonelada por centímetro cúbico.
El estado físico de una enana blanca es sorprendente. Una tonelada por centímetro cúbico es algo totalmente fuera de lo común. La materia en una enana blanca se dice que está degenerada pues está tan comprimida que los átomos han perdido todos sus electrones y estos forman un mar de electrones libres que se mueven entre los núcleos. En un gas normal, no degenerado, si la temperatura disminuye, el movimiento medio de las moléculas y con ellos la presión del gas también disminuyen. En un gas degenerado los electrones libres están tan comprimidos que no pueden estar en reposo pues violarían las reglas de la mecánica cuántica (el principio de exclusión de Pauli). Así el gas degenerado puede enfriarse todo lo que quiera pero la presión del gas no se modificará pues depende de la presión proporcionada por los electrones y ésta a su vez depende de la densidad y no de la temperatura. El Sol morirá como una enana blanca y se quedará para siempre como una esfera de unos 10.000 kilómetros de diámetro y totalmente frío. La Tierra no morirá de frío pues en la fase de gigante roja el Sol habrá calcinado totalmente a la Tierra.
Una enana blanca posee una superficie tanto más pequeña que la del Sol que su luminosidad es muy baja. Las enanas blancas más luminosas radian sólo un 1% de la luminosidad solar. Por esa razón las enanas blancas se enfrían muy lentamente, pese a no poseer fuentes de energía, salvo su energía interna. Una enana blanca tarda muchos miles de millones de años en enfriarse totalmente. Se calcula que aún no se enfrían las enanas blancas que primero se formaron en el universo. Recientemente se descubrió en la Universidad de Chile la enana blanca más fría que se conoce en la vecindad solar, y en la Vía Láctea; tiene un temperatura de 3.500 K, algo más de la mitad de la temperatura solar pero su luminosidad es menor que la diezmilésima parte de la luminosidad solar.
Supernovas
Las estrellas de mayor masa después de transmutar el hidrógeno en helio, transformarse en gigantes rojas, iniciar la fusión del helio en carbono y agotar el helio, son capaces en ese momento de contraer el núcleo y elevar la temperatura para que se inicien reacciones nucleares que transmutan el C12 (carbono 12) en O16 (oxígeno 16), luego en Ne20 (neón 20), Mg24 (magnesio 24), Si28 (silicio 28), S32 (azufre 32), etc. hasta llegar al Fe56 (hierro 56). Un átomo de hierro 56 es el que tiene la masa mínima por partícula nuclear, esto es, la energía mínima. Cuando la estrella contrae el núcleo de fierro 56 en lugar de producirse una reacción nuclear que libere energía se produce una reacción que absorbe la energía del núcleo de la estrella, la estrella se colapsa pues se queda sin sustentación en el centro; la estrella implota (se desploma hacia adentro) para rebotar en el centro y producirse una gran explosión que la destruye. La estrella aumenta su brillo de modo considerable por unas semanas; puede llegar a ser diez mil millones de veces más brillante que el Sol, liberando en uno o dos meses toda la energía que le quedaba en su interior. Ese fenómeno se llama una supernova.
El 4 de julio del año 1054 astrónomos chinos observaron una estrella nueva en la constelación de Tauro. Llegó a ser tan brillante como Venus, era visible durante el día y luego fue lentamente debilitándose hasta desaparecer de la visión. Si hoy observamos el cielo en esa zona podemos encontrar la nebulosa del cangrejo que se expande y por su velocidad actual de expansión se puede deducir que explotó hacia el año 1000 de nuestra era. Con toda seguridad la nebulosa del cangrejo es el remanente de la supernova observada por los chinos el año 1054.
En el año de 1572 el astrónomo danés Tycho Brahe observó una supernova en la constelación de Cassiopeia y en 1604 el alemán Johannes Kepler observó la última supernova vista en nuestra galaxia. Durante el siglo XX se han estudiado un gran número de supernovas en galaxias lejanas, la gran mayoría de las cuales son de un brillo aparente muy pequeño. En febrero de 1987 se descubrió una supernova en la Nube Grande de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea, cuyo brillo aparente supera a todas las observadas desde 1604.
En la explosión de la supernova los elementos químicos pesados que se han formado en el interior de la estrella son arrojados violentamente al espacio, contaminando el espacio interestelar. La próxima generación de estrellas que se forme a partir de esa nube contaminada tendrá trazas de carbono, oxígeno, nitrógeno, etc. Las nubes interestelares contenían inicialmente sólo hidrógeno y helio, los elementos pesados fueron todos fabricados en las estrellas y arrojados al espacio por las supernovas. Después de varias generaciones de estrellas hace 4 mil 600 millones de años, una nube interestelar dio origen al Sol y en el proceso se formó la Tierra; luego surgió la vida; después el hombre. Los átomos de carbono, oxígeno, nitrógeno que forman el organismo de cada ser humano, el calcio de sus huesos lector, el hierro de sus glóbulos rojos, fue fabricado en el interior de una estrella y llegó a la nebulosa solar por medio de una supernova. Todos, absolutamente todos los átomos que componen su cuerpo (y el mío) tienen más de 4 mil 600 millones de años. Los átomos de hidrógeno tienen 18 mil millones de años; los átomos de elementos más pesados tienen una edad menor que 18 mil millones de años pero mayor que 4.600 millones. Uno tiene como organización la edad que se cuenta desde el nacimiento pero todos los ladrillos que componen nuestro cuerpo, los átomos de nuestras células, tienen una antigüedad mucho mayor. Estamos hechos de polvo de estrellas, polvo de supernovas para ser más precisos.
Los instrumentos astronómicos son un conjunto de herramientas desarrolladas con el propósito de llevar a cabo el estudio de los cuerpos celestes, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas y meteoroides, las estrellas y la materia interestelar.
Pulsares
Las enanas blancas tienen un límite de masa que no pueden sobrepasar. Esa masa es 1,4 veces la masa solar. En ese momento los electrones, forzados a moverse por las leyes de la mecánica cuántica, lo hacen con una velocidad inmensa y al chocar con los protones los transforman en neutrones, produciéndose una catástrofe en la estrella que se queda sin su fuente de sustentación mecánica. La estrella se neutroniza, se transforma en un gas de neutrones. Disminuye su tamaño considerablemente y cuando tiene un radio de tan sólo 10 kilómetros el gas de neutrones se degenera y logra soportar la estrella.
Todas las estrellas tienen un campo magnético y una cierta cantidad de rotación. El Sol posee un campo magnético global de una intensidad de 1 Gauss y gira en torno a un eje en un período de 26 días aproximadamente. Al contraerse una estrella la intensidad del campo magnético aumenta y también la velocidad de rotación. Si la estrella se contrae a los niveles extraordinarios de una estrella de neutrones (a unos 10 kilómetros de radio) su campo magnético alcanzará valores de millones de Gauss y su período de rotación disminuirá a fracciones de segundo. El violento giro de ese potente imán que es la estrella de neutrones la hará emitir una gran cantidad de ondas electromagnéticas, generalmente ondas de radio, tal como la luz de un faro. Recibimos en la Tierra pulsos de radiación de una periodicidad perfecta, que fueron inicialmente atribuidos a una civilización extraterrestre. Al descubrirse más pulsares se vio que era una fenómeno frecuente en el universo y que se trataba de estrellas super-densas, estrellas de neutrones que giran varias veces por segundo.
Los púlsares son estrellas de neutrones que se originan en la explosión de una supernova. No está claro si ese es el único mecanismo para formar estrellas de neutrones, pero sí se sabe positivamente que a lo menos algunas supernovas han formado un pulsar. Uno de los mejores estudiados es el pulsar de la nebulosa del cangrejo, que como ya dijimos se sabe ocurrió en el año 1054. También en la nebulosa de Vela se ha encontrado un pulsar que corresponde a un supernova que explotó en nuestra galaxia hace ya varios miles de años.
Hoyos negros
Un gas de neutrones degenerados tiene una densidad de mil millones de toneladas por centímetro cúbico. Algo absolutamente inimaginable. Como comparación digamos que si comprimimos la Tierra entera a la densidad de una estrella de neutrones se transformaría en una esfera de unos 100 metros de radio. De lo que se sabe sobre las leyes físicas que gobiernan a un gas de neutrones a esa densidad sólo podemos tener una estrella de neutrones en el rango de masas entre 1 y 3 masas solares. Si el remanente sólido que queda después de la explosión de la supernova es de más de 3 masas solares la gravedad no podrá ser contrarrestada de ningún modo y la estrella colapsará más allá del tamaño de una estrella de neutrones.
Si una estrella como el Sol se transformara en una esfera de 3 kilómetros de radio la velocidad para escapar de su superficie igualaría a la velocidad de la luz. De acuerdo con la teoría de la relatividad de Einstein es imposible para un cuerpo superar o incluso igualar a la velocidad de la luz, razón por la cual nada ni nadie podría escapar de ella. Alejarse de una estrella de neutrones es ya muy difícil pues la velocidad de escape de su superficie es más de la mitad de la velocidad de la luz (la luz se desplaza a 300 mil kilómetros por segundo). Si la velocidad de escape de un objeto iguala a la velocidad de la luz se transforma en un hoyo negro.
Los hoyos negros surgen en forma natural de las teorías físicas con las cuales se está trabajando en la actualidad. Sin embargo es un problema interesante saber si en verdad existen en la naturaleza. Lógicamente no podemos tomar un telescopio e iniciar una búsqueda de hoyos negros pues por definición no emiten luz ni radiación alguna. Sin embargo el hecho que un gran número de estrellas tengan una compañera, sean estrellas binarias, da la oportunidad de investigar si existe alguna estrella que parezca estar girando alrededor de la nada. Se han encontrado varios buenos candidatos, el más notable de todos se llama Cygnus X-l, una fuente de rayos X bastante intensa de la constelación del Cisne. Parece tratarse de una estrella de gran masa que gira en torno de un hoyo negro al cual le está transfiriendo parte de su masa; el material gira alrededor del hoyo negro emitiendo una gran cantidad de radiación antes de desaparecer en su interior.
La búsqueda de un hoyo negro en el espacio se podría comparar con la búsqueda de la boca de un pozo en una noche oscura, sin una linterna por supuesto. Una manera de saber de la existencia de la boca del pozo sería escuchando el grifo de una persona que justo está empezando a caerse en él. Los hoyos negros que creen haber detectado los astrónomos están en situación parecida; hay masa que se está precipitando a ellos y antes de ser tragada (técnicamente hablando, antes de transponer el horizonte de eventos del hoyo negro) emite una gran cantidad de radiación. Los hoyos negros son, paradojalmente, una de las mejores fuentes de energía en el universo quizás la explicación de los enigmáticos y elusivos cuasares.
Bibliografía: Maza Sancho, José (2009). Astronomía contemporánea. Eds. B.