Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (12 page)

No se ha observado una región similar de gas turbulento en las localizaciones de las supernovas indicadas por Tycho y Kepler, aunque sí se han visto pequeñas manchas nebulosas cerca de cada una de aquéllas. Sin embargo, existen unas 150 nebulosas planetarias, en las cuales los anillos toroidales de gas pueden representar grandes explosiones estelares. Una nube de gas particularmente extensa y tenue, la nebulosa del Velo, en la constelación del Cisne, puede muy bien ser los restos de una supernova que hizo explosión hace 30.000 años. Por aquel entonces debió de producirse más cerca y haber sido más brillante que la supernova de 1054, mas por aquel tiempo no existía en la Tierra civilización que pudiera registrar aquel espectacular acontecimiento.

Incluso se ha sugerido que esa tenue nebulosidad que envuelve a la constelación de Orion, puede corresponder a los restos de una supernova más antigua aún.

En todos estos casos, ¿qué ocurre con la estrella que ha estallado? ¿Se ha desvanecido, simplemente, en un enorme chorro de gas? ¿Es la nebulosa del Cangrejo, por ejemplo,
todo
lo que queda de la supernova de 1054, y esto simplemente se extenderá hasta que todo signo visible de la estrella haya desaparecido para siempre? ¿O se trata sólo de algunos restos dejados que siguen siendo una estrella, pero demasiado pequeña y apagada para poder detectarla? Si es así, ¿serían todas las enanas blancas restos de estrellas que han explotado? ¿Y serían, por así decirlo, las estrellas blancas los restos de estrellas en un tiempo parecidas a nuestro Sol? Estas cuestiones nos llevan a considerar el problema de la evolución de las estrellas.

De las estrellas más cercanas a nosotros, las brillantes parecen ser cuerpos calientes, y las de escaso brillo, fríos, según una relación casi lineal entre el brillo y la temperatura. Si las temperaturas superficiales de las distintas estrellas, familiares para nosotros, caen dentro de una banda derecha, que aumenta constantemente desde la de menor brillo y temperatura más baja, hasta la más brillante y caliente. Esta banda se denomina «secuencia principal». La estableció en 1913 el astrónomo americano Henry Norris Russell, quien realizó sus estudios siguiendo líneas similares a las de Hertzsprung (el astrónomo que determinó por primera vez las magnitudes absolutas de las cefeidas). Por tanto, una gráfica que muestra la secuencia principal se denominará «diafragma de Hertzsprung-Russell», o «diagrama H-R» (fig. 2.5).

Pero no todas las estrellas pertenecen a la secuencia principal. Hay algunas estrellas rojas que, pese a su temperatura más bien baja, tienen considerables magnitudes absolutas, debido a su enorme tamaño. Entre esos «gigantes rojos», los mejor conocidos son Betelgeuse y Antares. Se trata de cuerpos tan fríos (lo cual se descubrió en 1964), que muchos tienen atmósferas ricas en vapor de agua, que se descompondría en hidrógeno y oxígeno a las temperaturas, más altas, de nuestro Sol. Las enanas blancas de elevada temperatura se hallan también fuera de la secuencia principal.

En 1924, Eddington señaló que la temperatura en el interior de cualquier estrella debía de ser muy elevada. Debido a su gran masa, la fuerza gravitatoria de una estrella es inmensa. Si la estrella no se colapsa, esta enorme fuerza es equilibrada mediante una presión interna equivalente —a partir de la energía de irradiación—. Cuanto mayor sea la masa del cuerpo estelar, tanto mayor será la temperatura central requerida para equilibrar la fuerza gravitatoria. Para mantener estas elevadas temperaturas y presiones de radiación, las estrellas de mayor masa deben consumir energía más rápidamente y, por tanto, han de ser más brillantes que las de masa menor. Ésta es la «ley masa-brillo». En esta relación, la luminosidad varía con la sexta o séptima potencia de la masa. Si ésta aumenta tres veces, la luminosidad aumenta en la sexta o séptima potencia de 3, es decir, unas 750 veces.

Se sigue de ello que las estrellas de gran masa consumen rápidamente su combustible hidrógeno y tienen una vida más corta. Nuestro Sol posee el hidrógeno suficiente para muchos miles de millones de años, siempre que mantenga su ritmo actual de irradiación. Una estrella brillante como Capella se consumirá en unos 20 millones de años, y algunas de las estrellas más brillantes —por ejemplo, Rigel—, posiblemente no durarán más de 1 o 2 millones de años. Esto significa que las estrellas muy brillantes deben de ser muy jóvenes. Quizás en este momento se estén formando nuevas estrellas en regiones del espacio en que hay suficiente polvo para proporcionar la materia prima necesaria.

El astrónomo americano George Herbig detectó, en 1955, dos estrellas en el polvo de la nebulosa de Orion, que no eran visibles en las fotografías de la región tomadas algunos años antes. Podría tratarse muy bien de estrellas que nacían cuando las observábamos.

Allá por 1965 se localizaron centenares de estrellas tan frías, que no tenían brillo alguno. Se detectaron mediante la radiación infrarroja, y, en consecuencia, se las denominó «gigantes infrarrojos», ya que están compuestas por grandes cantidades de materia rarificada. Se cree que se trata de masas de polvo y gas que crecen juntas y cuya temperatura aumenta gradualmente. A su debido tiempo adquieren el calor suficiente para brillar.

Fig. 2.5. El diagrama de Hertzsprung-Russell. La línea a trazos representa la evolución de una estrella. El tamaño relativo de las estrellas sólo se da de forma esquemática, no a escala

El paso siguiente en el estudio de la evolución estelar procedió del análisis de las estrellas en los cúmulos globulares. Todas las estrellas de un cúmulo se encuentran aproximadamente a la misma distancia de nosotros, de forma que su magnitud aparente es proporcional a su magnitud absoluta (como en el caso de las cefeidas en las Nubes de Magallanes). Por tanto, como quiera que se conoce su magnitud, puede elaborarse un diagrama H-R de estas estrellas. Se ha descubierto que las estrellas más frías (que queman lentamente su hidrógeno) se localizan en la secuencia principal, mientras que las más calientes tienden a separarse de ella. De acuerdo con su elevada velocidad de combustión y con su rápido envejecimiento, siguen una línea definida, que muestra diversas fases de evolución, primero, hacia las gigantes rojas, y luego, en sentido opuesto, y a través de la secuencia Principal, de forma descendente, hacia las enanas blancas.

A partir de esto y de ciertas consideraciones teóricas sobre la forma en que las partículas subatómicas pueden combinarse a ciertas temperaturas y presiones elevadas, Fred Hoyle ha trazado una imagen detallada del curso de la evolución de una estrella. Según este astrónomo, en sus fases iniciales, una estrella cambia muy poco de tamaño o temperatura. (Ésta es, actualmente, la posición de nuestro Sol, y en ella seguirá durante mucho tiempo.) Cuando en su interior, en que se desarrolla una elevadísima temperatura, convierte el hidrógeno en helio, éste se acumula en el centro de la estrella. Y al alcanzar cierta entidad este núcleo de helio, la estrella empieza a variar de tamaño y temperatura de forma espectacular. Se hace más fría y se expande enormemente. En otras palabras: abandona la secuencia principal y se mueve en dirección a las gigantes rojas. Cuanto mayor es la masa de la estrella, tanto más rápidamente llega a este punto. En los cúmulos globulares, las de mayor masa ya han avanzado mucho a lo largo de esta vida.

La gigante que se expande libera más calor, pese a su baja temperatura, debido a su mayor superficie. En un futuro remoto, cuando el Sol abandone la secuencia principal, y quizás algo antes, habrá calentado hasta tal punto la Tierra, que la vida será imposible en ella. Sin embargo, nos hallamos aún a miles de millones de años de este hecho.

¿Pero, qué es precisamente el cambio en el núcleo de helio que produce la expansión de una gigante roja? Hoyle sugirió que el mismo núcleo de helio es el que se contrae y que, como resultado de ello, aumenta hasta una temperatura en la que los núcleos de helio se funden para formar carbono, con liberación adicional de energía. En 1959, el físico norteamericano David Elmer Alburguer mostró en el laboratorio que, en realidad, esta reacción puede tener lugar. Se trata de una clase de reacción muy rara e improbable, pero existen tantos átomos de helio en una gigante roja que pueden producirse suficientes fusiones de este tipo para suministrar las cantidades necesarias de energía.

Hoyle fue aún más lejos. El nuevo núcleo de carbono se calienta aún más, y comienzan a formarse átomos más complicados, como los de oxígeno y neón. Mientras esto sucede, la estrella se contrae y se pone otra vez más caliente, con lo que retrocede a la secuencia principal. Ahora la estrella ha comenzado a adquirir una serie de capas, al igual que una cebolla. Posee el núcleo de oxígeno-neón, luego una capa de carbono, luego otra de helio y el conjunto se halla envuelto por una piel de hidrógeno aún no convertido.

Sin embargo, en comparación con su larga vida como consumidora de hidrógeno, la estrella se halla en un rápido descenso por un tobogán a través de los combustibles remanentes. Su vida no puede continuar durante demasiado tiempo, puesto que la energía producida por la fusión de helio y más allá, es de más o menos un veinteavo de la producida por la fusión de hidrógeno. En un tiempo comparativamente breve, la energía requerida para mantener la estrella expansionada contra la inexorable atracción de su propio campo gravitatorio comienza a escasear, y la estrella se contrae cada vez con mayor rapidez. Y se contrae no sólo hacia lo que hubiera debido ser el tamaño de una estrella normal, sino más allá: hacia una enana blanca.

Durante la contracción, las capas más externas de la estrella se quedan atrás, o incluso estallan a causa del calor desarrollado por la contracción. Entonces, la enana blanca se halla rodeada por una expansionada cascara de gas, que se muestra en nuestros telescopios en los bordes donde la cantidad de gas en la línea de visión es más delgada y, por lo tanto, mayor. Tales enanas blancas parecen estar rodeadas por un pequeño «anillo de humo», o gas «buñuelo». Se las denomina
nebulosas planetarias
porque el humo rodea a la estrella como una órbita planetaria hecha visible. Llegado el momento, el anillo de humo se expande y se adelgaza hasta la invisibilidad, y tenemos así las enanas blancas como Sirio B, que no poseen ninguna señal de una nebulosidad que las envuelva.

De esta manera, las enanas se forman de una manera tranquila, y una «muerte» comparativamente silenciosa será lo que les espera en el futuro a estrellas como nuestro Sol y otras más pequeñas. Y lo que es más, las enanas blancas, si no se las perturba, tienen, en perspectiva, una vida indefinidamente prolongada —una especie de largo
rigor mortis
—, en el que lentamente se enfrían hasta que, llegado el momento, ya no están lo suficientemente calientes para brillar (muchos miles de millones de años en el futuro) y luego continúan durante más y más miles de millones de años como
enanas negras.

Por otra parte, si una enana blanca forma parte de un sistema binario, como es el caso de Sirio B y Proción B, y si la otra estrella permanece en la secuencia principal, y relativamente cerca de la enana blanca, pueden producirse movimientos excitantes. Mientras la estrella de secuencia principal se expande en su propio desarrollo de evolución, parte de su materia puede derivar hacia delante bajo el intenso campo gravitatorio de la enana blanca y moverse en órbita en torno de esta última. Ocasionalmente, parte del material orbitará en espiral hacia la superficie de la enana blanca, donde el impulso gravitatorio lo comprimirá y hará que se encamine a la fusión, con lo que emitirá una explosión de energía. Si una gota particularmente grande de materia cae sobre la superficie de la enana blanca, la emisión de energía será lo suficientemente grande como para ser vista desde la Tierra, y los astrónomos registrarán la existencia de una nova. Como es natural, esta clase de cosas puede suceder más de una vez, por lo que existen también las
novas recurrentes.

Pero no se trata de supernovas. ¿De dónde proceden? Para responder a esto debemos volver a las estrellas que poseen con claridad mayor masa que nuestro Sol. Son relativamente raras (en toda clase de objetos astronómicos, los miembros grandes son más raros que los pequeños), por lo que tal vez sólo una estrella de cada treinta posee una masa considerablemente mayor que la de nuestro Sol. Incluso así, existen 7 mil millones de estrellas con esa masa en nuestra Galaxia.

En las estrellas de gran masa, el núcleo se halla más comprimido bajo la atracción del campo gravitatorio, que es mayor que en las estrellas menores. Por lo tanto, el núcleo se halla más caliente, y las reacciones de fusión continuarán más allá del estadio oxígeno-neón de las estrellas más pequeñas. El neón se combina más allá con el magnesio, que lo hace, a su vez, para formar silicio y, luego, hierro. En un estadio tardío de su vida, la estrella estará formada por más de una docena de capas concéntricas, en cada una de las cuales se consume un combustible diferente. La temperatura central alcanzará para entonces de 3 a 4 mil millones de grados. Una vez la estrella comienza a formar hierro, se llega a un callejón sin salida, puesto que los átomos de hierro representan el punto de máxima estabilidad y mínimo contenido energético. El alterar los átomos de hierro en la dirección de átomos más o menos complejos requerirá una provisión de energía.