Tomás Mazón

Las estrellas

 

Quién no se ha parado alguna vez a admirarse de un cielo estrellado. Las estrellas han sido siempre una incógnita y una fuente de inspiración para el hombre, y a la vez un adalid para la ciencia. Hoy tenemos la suerte de saber mucho sobre ellas, desde sus distancias aproximadas, a los procesos que se dan en su interior y sus evoluciones con el transcurso del tiempo, que las convierten en auténticas fábricas de elementos químicos.

 

Dicho así no parece especialmente emocionante, pero lo haré de otra forma y a ver qué tal: quizás no sepas que, por ejemplo, el oro que ahora mismo puede que lleves en un anillo, hubo un tiempo en que fue creado en la explosión final de una gran estrella en una supernova. Así de simple y de rotundo. Algunos de esos elementos que inexcusablemente se crearon en una estrella incluso son fundamentales para mantener vivo nuestro organismo.

¿Cómo es posible que incluso dentro de nosotros haya elementos que algún día fueron creados en una estrella? Quizás te interese seguir leyendo.

Han pasado unos 5.000 millones de años desde que el Sol se formó. Lo hizo a partir de una especie de nube de gas y polvo, de una nebulosa, similar a las miles que podemos ver y fotografiar los aficionados a las astronomía, en la que sus pequeñas partículas fueron aglutinándose por efecto de la gravedad. Entre estas partículas, la inmensa mayoría eran átomos de hidrógeno, el elemento químico más simple de todos, pero también había algunos elementos pesados que provenían de anteriores explosiones finales de estrellas viejas, cuyos componentes habían acabado mezclados con la gran nebulosa de hidrógeno después de mucho tiempo.

De esta forma, en esa zona concreta de la nebulosa en la que se terminó formando el Sol, conforme cada partícula iba ganando masa, era capaz de atraer otras partículas más lejanas. Más y más cada vez, de modo que empezó así a crecer un cuerpo más o menos esférico que con el tiempo llegó a alcanzar un tamaño enorme.

 

A su alrededor se fue formando una especie de disco de los mismos materiales, por un efecto físico conocido como conservación del momento angular, que por ejemplo los patinadores sobre hielo aplican a menudo: cuando juntan los brazos contra el cuerpo giran sobre dí mismos a toda velocidad, y si los extienden se frenan. De este disco es como se cree que terminaron formándose los planetas.

 

En el interior de ese cuerpo central gigantesco, de esa protoestrella, la presión y la temperatura también crecían conforme aumentaba la masa. Ahí dentro, cada partícula debía soportar el peso de las capas que quedaban por encima de ella, y eso hacía que además de comprimirse se calentara. En estos momentos la energía gravitacional se transformaba en calor, y realmente es aquí cuando el Sol empezó a brillar y a emitir parte de radiación. Las estrellas de este tipo ya son visibles al emitir luz, y las llamamos T-Tauri. Pero hubo un momento en el que esas condiciones alcanzaron unos valores tan exageradamente elevados (10 millones de grados) que los átomos de hidrógeno se fusionaron por primera vez en helio. Y entonces fue cuando verderamente la luz se hizo.

El proceso básico que hace que las estrellas emitan energía es la fusión del hidrógeno en helio. Es una reacción nuclear bastante compleja que tiene lugar en tres etapas. El hidrógeno es por tanto el combustible del que se nutre la estrella para seguir generando esas reacciones por las que llena el espacio circundante de radiación. Obviamente, la cantidad de hidrógeno que contiene el Sol es limitada, y cuando no quede el suficiente empezarán a pasar cosas muy raras. Eso será dentro de otros 5.000 millones de años, lo cual es demasiado tiempo para ponerse ahora a conjeturar qué será entonces de nosotros. Daos cuenta de que hace "sólo" 65 millones de años que desaparecieron los dinosaurios y 40 que los primeros primates empezaron a moverse por los árboles. No habrá "nosotros" cuando llegue ese momento.

Pero como decía Borges, "sólo existe el pasado", de modo que hablemos de ello. Cuando el Sol empezó a brillar por efecto de las reacciones nucleares, la fuerza de la gravedad que hasta entonces había obligado a comprimirse todo el Sol encontró una competidora. Mientras una lo comprimía, la otra lo expandía con sus fuertes explosiones. El Sol entonces se hinchó e incluso perdió gran parte de su masa inicial que fue expulsada al espacio, hasta mantener un volumen resultado del equilibrio entre la gravedad y la presión térmica de las explosiones nucleares del interior. Este período inicial del Sol fue muy convulso. De hecho se calcula que la masa inicial de la protoestrella tuvo que ser muy superior a la masa actual del Sol precisamente porque con las primeras explosiones debió expulsar al espacio una buena parte de sus componentes. Además, entre eso y la radiación que empezó a emitir ya en la fase T-Tauri, debío provocar un barrido del disco protoplanetario con importantes efectos. Es quizás por lo que en los planetas más próximos al Sol no son abundantes los elementos más etéreos, los gases, mientras que sí lo son en los más alejados, donde el barrido perdía intensidad.

La gravedad siempre está y estará ahí presente en todo cuerpo con masa, pero las reacciones nucleares no. Cuando éstas flojeen, la gravedad volverá a dominar la partida y obligará a comprimirse de nuevo al Sol. Habrá terminado para él lo que llamamos la Secuencia Principal, algo que al menos os debería sonar a partir de ahora.

Y es que por suerte la evolución de las estrellas es un proceso bastante bien estudiado, con lagunas, pero con una gran fuente datos. Cada estrella que vemos tiene una masa y una edad diferente, por lo que tenemos muestras de lo que ocurre en cada una de las etapas de la vida de una estrella.

 

Sin embargo hasta el s. XIX lo único que habíamos podido sacar en claro sobre las estrellas era calcular su masa, o aproximarnos a ella. A priori, el asunto no se presenta nada fácil. ¿Cómo podemos ser capaces de calcular la masa de algo que está tan lejos? La respuesta nos la dieron Kepler, con sus tres leyes del movimiento planetario, y poco más adelante Newton, con su ley de la gravitación universal. En ellas se relaciona la forma en que se mueve un astro en una órbita (velocidad y radio) con su masa y la del astro alrededor del que gira. Así, si obtenemos la velocidad y el radio de una órbita sabremos las masas de los componentes del sistema. Sin embargo, de esta forma, si nuestra estrella está sola difícilmente podíamos conocer su masa, por lo que necesitábamos que la estrella estuviera acompañada por otra y ambas giraran entre sí. Y la suerte estaba de nuestro lado: hay muchísimas estrellas dobles, sistemas binarios de estrellas. Observando entonces sus parámetros orbitales, Kepler y Newton nos dan las fórmulas para obtener su masa. 
 

El siguiente grandísimo avance de la astromía tuvo lugar en el s. XIX, con la aplicación de la espectroscopía a la luz de los astros. Es un tema que da para que nos centremos en él con posterioridad porque nos va a dar una información vital y hasta entonces deconocida, pero de momento os avanzo lo más básico porque os va a gustar. Todos sabemos que si hacemos pasar la luz por un prisma ésta se descompone en los colores del arcoiris, o como decían en el colegio, rojo, naranja, amarillo, verde, azul, añil y violeta. Lo mismo que ocurre con el arcoiris, cuando las gotas de lluvia fina actúan como prismas.

Pues bien, si ampliamos esa imagen de la luz descompuesta observaremos que tiene huecos negros, estrechas franjas sin color alguno, como si en ellas no hubiera luz. Pero lo fascinante del asunto es que resulta que cada elemento químico "se come" una parte del espectro, siendo ésta diferente para cada elemento, de modo que si analizo qué franjas le faltan al espectro sabré inequívocamente qué elementos químicos se encuentran presentes en el cuerpo que emite la luz. Es como si cada elemento dejara sus huellas dactilares en el espectro. Así, si analizamos el espectro de cualquier estrella ¡sabremos de qué está hecha! Es un descubrimiento fantástico, no diréis que no.

 

De esta forma se vio que las estrellas estaban compuestas en su mayor parte por hidrógeno, seguido de helio, y se vio que había una asociación entre el color de una estrella con la proporción de estos elementos. Las estrellas con más hidrógeno son azules, y las que menos, rojas o blancas.

En 1911 Ejnar Hertzsprung se tomó la molestia de clasificar una amplisimo muestreo de diferentes estrellas en un diagrama, en función de su brillo intríseco o magnitud absoluta, y de su color (determinado por su temperatura superficial). Dos años después, Henry N. Russell hizo lo mismo, pero utilizando el tipo espectral, que viene a ser equivalente. Desde entonces conocemos el llamado Diagrama Hertzsprung-Russell, o Diagrama H-R.

 

Y lo primero que llama poderosamente la atención es que las estrellas se concentran en unas cuantas regiones del diagrama, mientras que otras, la mayoría, están vacías. Resulta que el diagrama demuestra que las estrellas no son de cualquier brillo y color, sino que debe haber una relación entre ambas cosas porque de hecho, la mayoría se agrupan en una franja diagonal que cruza de arriba a abajo y de izquierda a derecha, es decir, desde las zonas con estrellas azules y luminosas, a las rojas y apagadas. Y a esa franja es a lo que precisamente llamamos Secuencia Principal. Y si atendemos a la masa de las estrellas, son precisamente las de mayor masa las que ocupan las zonas que están fuera de la secuencia principal.

Fue poco después, en 1920, cuando Sir Arthur Eddington propuso que la energía de las estrellas provenía de las reacciones termonucleares. A partir de este momento, se comprobó que esa asociación entre el color y la proporción de hidrógeno de una estrella equivalía a una aproximación de su edad evolutiva. Las estrellas con más hidrógeno resultaron ser las más jóvenes, y éstas tenían color azul. También eran las más brillantes. En cambio, las que menos hidrógeno contenían eran o bien rojas o blancas, y su brillo era menor. Las piezas encajaban. Y el diagrama era una muestra de cómo evolucionan las estrellas.

En la parte superior del diagrama se hace la clasificación en función del tipo espectral, convenida con letras, desde la O para las más calientes a la M para las más frías. El Sol, una estrella de color amarillo anaranjado y de brillo medio, se encuentra en la actualidad prácticamente en medio del diagrama y por tanto de la secuencia principal, y es por eso por lo que podemos decir que se encuentra a mitad de su evolución en el tiempo, o de su "vida" si lo preferís así. El Sol determinamos que se trata de una estrella de tipo espectral G2V.

En ese momento convulso y crucial en la evolución estelar en que el hidrógeno se agota y la gravedad es capaz de crear unas condiciones nuevas, las estrellas evolucionan de forma diferente, dependiendo principalmente de su masa. Es lógico, puesto que cuanta mayor masa, mayor fuerza de gravedad. En función de ello la gravedad será capaz de provocar situaciones más o menos extremas.

En las estrellas con masa baja o media, menor de 9 veces la masa del Sol, el hidrógeno del núcleo de la estrella se agota, todo él transformado ya en helio, y la estrella empieza entonces a consumir el hidrógeno de las capas intermedias. La temperatura disminuye por lo que el color varía al rojo, y las capas exteriores aumentan de volumen. La estrella se habrá transformado en una subgigante roja. Más adelante, incluso el helio del núcleo se fusionará en el llamado proceso triple-alfa, que da lugar a carbono y oxígeno. Es entonces cuando la estrella se convierte en una gigante roja. El Sol llegará a esta fase dentro de unos 5.000 millones de años, y se hinchará tanto que engullirá con seguridad al planeta Mercurio, y probablemente también a Venus.

Cuando el helio del centro de la estrella también se agota, se pasa a consumir igualmente helio de las capas exteriores. La estrella se aproxima ya a su final. Para entonces, en las capas externas se seguirá fusionando hidrógeno y en una capa inferior helio, lo cual da lugar inestabilidad y a pulsos que hacen a la estrella convulsionarse, emitiendo material al espacio en oleadas. Se habrá creado entonces una nebulosa planetaria, de las que tenemos muy bellos ejemplos en nuestros cielos, y en cuyo centro quedará el remanente denso e inerte de la vieja estrella, ahora llamada enana blanca.

 

Así terminará nuestro Sol, como una enana blanca de una densidad del orden de la tonelada por centímetro cúbico. Las enanas blancas sólo emiten algo de luz por el calor remanente en ellas, de manera que con el tiempo disminuye hasta apagarse por completo la estrella y transformarla en una enana negra, pero el proceso es tan lento y el tiempo necesario para ello es tan sumamente largo que todavía no hay enanas negras en el universo.

Pero pasemos a ver qué ocurre cuando la estrella es más grande, cuando su masa inicial es superior a 9 veces la del Sol, porque las cosas cambian. En ellas la gravedad es más potente, así que la estrella es capaz de fusionar el carbono remanente que se crea en la fusión del helio, incluso sucesivamente de fusionar el neón, el oxígeno y el silicio, hasta alcanzar un núcleo de hierro.

 

El hierro sin embargo ya no es posible que se fusione en la estrella porque a diferencia de los anteriores elementos, ésta es una reacción endotérmica en vez de exotérmica, por lo que requiere de un aporte extra de energía que la gravedad no tiene modo de proporcionar. En el momento en que ya no hay posibilidad de fusión nuclear, lo que le ocurre a estas estrellas es fantástico, ya que la gravedad adquiere tal fuerza que es capaz de degenerar la materia y hacerlas colapsar repentinamente. Es un proceso brevísimo (algunos días terrestres), conocido como supernova. Durante una explosión tipo supernova se producen las reacciones más energéticas de la naturaleza, y el brillo que se alcanza momentáneamente puede llegar a ser más intenso que el de la galaxia entera en la que se encuentran.

En las supernovas se crean TODOS los elementos químicos de la tabla periódica con masa mayor que la del hierro, que son en su mayoría inmediatamente expulsados al espacio al "rebotar" las capas exteriores de la estrella tras terminar su caída libre contra el núcleo ultradenso. Este núcleo termina quedando como una estrella de neutrones, mientras que el material expulsado, de gran riqueza en elementos pesados, así como la energía desprendida en el proceso, barren todo aquello que encuentran en el espacio, llegando a producir ondas de densidad en los brazos galácticos, y a alterar y enriquecer con esos elementos las nebulosas de hidrógeno cercanas, en las que este tipo de presiones favorecen sin duda la generación de nuevas estrellas.

 

Se calcula que el Sol es una estrella de tercera generación, es decir, que en su nebulosa originaria había restos de dos generaciones anteriores de supernovas que la habrían enriquecido de elementos pesados. Por eso en la Tierra y en los seres vivos existen ya esos elementos.

Pero las supernovas son el final de las estrellas grandes, aunque con un límite de masa. Si la masa inicial de la estrella es verdaderamente grande y supera las 30 masas solares, lo que se crea no es una estrella de neutrones, sino algo más increíble: un agujero negro, en el que la concentración de la masa es tal que hasta la luz es incapaz de escapar. Los agujeros negros fueron concebidos mucho antes de ser detectados, algo que sólo ha sido posible conseguir recientemente. En ellos se dan condiciones tan límite que se pone a prueba nuestra física. Tendré que dedicarles el tiempo que merecen a explicarlos porque esta entrada se me está haciendo ya larga y supongo que a vosotros más todavía. ¡Espero que os haya interesado!