Introducción a la ciencia. Una guía para todos (o casi) (38 page)

En un par de años, la aplicación que hizo George Gamow de la incertidumbre cuántica para describir la fusión de los núcleos de los átomos dejó explicado ya como podían los protones realmente fusionarse entre sí a las temperaturas existentes en los núcleos de las estrellas. Fue un triunfo para la astrofísica y gracias a él quedó establecida esta rama de la ciencia, que se convirtió en una de las áreas de investigación más interesantes durante los cuarenta años siguientes. No entraremos en todos los detalles de esta investigación; sin embargo, esperamos que el ejemplo del poder de la física que hemos puesto al explicar lo que sucede en el interior de algo tan sencillo como una estrella convencerá al lector de que los astrofísicos saben realmente de qué están hablando cuando describen las vidas de las estrellas. Entonces, examinemos con detalle este ciclo vital, basando nuestra explicación en lo mejor de la información que se ha obtenido desde los días de Eddington, así como también de las últimas y mejores simulaciones por ordenador.

En una galaxia como es actualmente la Vía Láctea, la formación de estrellas es un proceso continuo en el que interviene la materia reciclada de las nubes de gas y polvo que están en el espacio. Las jóvenes estrellas calientes se encuentran introducidas dentro de nubes de materia y tienen discos de polvo (en los que se formarán los planetas) que giran alrededor de ellas. De dichas estrellas surgen chorros de materia, que son lanzados hacia el exterior desde las regiones polares por efecto de la presión de la radiación que emite la propia estrella joven. Las nubes a partir de las cuales se forman las estrellas están a una temperatura lo bastante fría como para que haya en ellas moléculas estables, entre las que hay sustancias tales como el monóxido de carbono. Estas nubes se denominan nubes moleculares y se encuentran en el plano de la Vía Láctea a distancias de unos pocos años luz. Sus densidades no son superiores a valores entre 1.000 y 10.000 moléculas por centímetro cúbico. Estas nubes están compuestas casi en su totalidad por hidrógeno (75 por 100) y helio (25 por 100), con sólo una pequeñísima cantidad de elementos más pesados. La formación de una estrella tiene lugar cuando una de estas nubes sufre una presión desde el exterior y empieza a colapsarse, hasta tal punto que su propio peso le hace continuar colapsándose, fragmentándose para formar estrellas separadas, que pueden ser estrellas binarias o sistemas más complicados. Este colapso, y todo el proceso actual de formación de una estrella, parece estar íntimamente ligado a la estructura en espiral de nuestra galaxia (existe otra familia de galaxias, llamadas elípticas, que no tienen esta estructura en espiral, y en las cuales no parece que se esté produciendo actualmente ninguna formación de estrellas).

Las estrellas del disco de la Vía Láctea, como en muchas otras galaxias que tienen forma de disco, componen un diseño en espiral, bastante similar al dibujo que forma la nata líquida al verterla en una taza de café. La causa de este diseño es una onda de compresión que se mueve en torno a la galaxia, bastante parecida a una onda sonora. Una onda sonora, al desplazarse, ejerce presión sobre el aire, pero, después de pasar, deja cada molécula del aire más o menos en el lugar en que estaba. Este proceso de ejercer presión desencadena por sí solo el colapso de algunas nubes de materia interestelar, y las más grandes entre las estrellas que se forman recorren sus respectivos ciclos vitales muy rápidamente (en no más de unos pocos millones de años) y explotan como supernovas (más adelante daremos más detalles sobre estas estrellas). Debido a que estas estrellas grandes tienen una vida muy corta, no les da tiempo a alejarse del lugar donde han nacido, con lo que estas explosiones se producen cerca de la zona donde produce su efecto la onda galáctica. La onda de choque de estas estrellas que explotan provoca el colapso de más nubes en esa parte de la galaxia. Por lo tanto, aunque la onda de densidad que se mueve por la galaxia es en sí misma invisible, está bordeada por una frontera visible de jóvenes estrellas brillantes y calientes, nacidas como resultado del paso de la onda.

El ejemplo clásico de uno de estos viveros de estrellas, visible desde la Tierra en el cielo nocturno, es la constelación Orión. En esta constelación hay una nube de gas y polvo, conocida como la Nebulosa de Orión, iluminada por la luz de las estrellas jóvenes que están en su interior. En nuestra parte de la Vía Láctea, las estrellas están separadas por distancias de algunos parsecs y existe aproximadamente una estrella por cada cinco parsecs cúbicos de espacio; en el vivero de Orión las estrellas están separadas por una distancia de un décimo de parsec y existen diez mil estrellas por parsec cúbico. Este es un caso típico del modo en que nacen las estrellas, aunque se diseminan cuando cada una de ellas se desplaza en su propia órbita alrededor del centro de la Vía Láctea. Ahora vamos a describir lo que le sucede a una estrella después de nacer.

El principal problema al que se ha de enfrentar una nube que se está colapsando, si va a formar una estrella, es librarse del momento angular. Ésta es la razón por la cual se forman discos de materia en tomo a las estrellas jóvenes, y por la que luego se forman planetas en dichos discos. El momento angular también desaparece cuando la materia es lanzada hacia el espacio. A menudo, el núcleo de una nube colapsante se parte en dos componentes, dos protoestrellas que describen órbitas una alrededor de la otra a una distancia respetable; esto también acumula momento angular de un modo que no cesa por el hecho de que las estrellas se colapsen. Y tampoco es en absoluto algo inusual que cada uno de estos dos núcleos se parta a su vez, formando un doble sistema binario.

Una estrella como el Sol empieza a funcionar como un reactor de fusión nuclear cuando la temperatura de su núcleo se eleva a unos quince millones de grados. Luego, mientras en su núcleo haya combustible en forma de hidrógeno que se va a convertir en helio, las reacciones nucleares impiden que la estrella siga colapsándose y que se caliente más en su interior. El tiempo de vida de una estrella en su fase estable de utilizar el hidrógeno como combustible (conocida dicha fase como «secuencia principal») depende de su masa; no obstante, cuanto más grande sea una estrella, menos tiempo pasa en dicha secuencia principal, porque tiene que quemar su combustible más activamente para mantenerse contra su propio peso. Esto lo consigue, no calentándose mucho más en su interior, sino quemando su combustible mucho más rápidamente con el mismo nivel de temperatura. Una estrella que tenga veinticinco veces la masa del Sol pasa sólo tres millones de años en este estado; el propio Sol será una estrella en la fase de secuencia principal durante un total de unos 10.000 millones de años; y una estrena que tenga la mitad de la masa del Sol puede estar tranquilamente convirtiendo hidrógeno en helio durante 200.000 millones de años. El Sol se encuentra ahora casi exactamente en la mitad de su vida como estrella en fase de secuencia principal.

Cuando se haya convertido en helio todo el hidrógeno que contiene el núcleo del Sol, éste seguirá estando rodeado por una «atmósfera» de hidrógeno que contendrá más o menos la mitad de la masa original del Sol. Cuando se haya agotado su reserva de energía, el núcleo de la estrella empezará a contraerse, generando calor a medida que se libera la energía gravitatoria. Este calor hará que se expanda la parte exterior de la estrella, convirtiéndola en una estrella del tipo gigante rojo, y también hará que se queme hidrógeno nuclear en la base de la atmósfera, favoreciendo la expansión. En este estadio de la vida de una estrella es mucha la materia que se pierde en el espacio, lanzada por efecto de este proceso. Sin embargo, incluso teniendo en cuenta la cantidad total de materia que el Sol perderá cuando le suceda esto, todavía seguirá hinchándose hasta engullir la órbita de Mercurio, llegando casi hasta la actual órbita de Venus. No obstante, el Sol perderá tanta masa en este proceso, que las órbitas de los planetas se expandirán, ya que el Sol perderá parte de su fuerza gravitatoria, de tal forma que Venus no se verá engullido, sino que simplemente se freirá.

Antes de que transcurra mucho tiempo, mientras esté sucediendo todo esto, la temperatura en el núcleo colapsante de helio de la estrella se elevará a unos 100 millones de grados Celsius y comenzará una nueva fase de combustión nuclear. En este proceso, el helio se convierte en carbono y se libera energía. Así, la estrella se estabiliza de nuevo como una gigante roja. Esta fase de su vida es muy breve: en el caso del Sol durará sólo unos mil millones de años.

Al finalizar esta pausa de descanso, todo el helio estará agotado y el núcleo de carbono empezará a colapsarse, liberando calor suficiente para hacer que otra oleada de hidrógeno procedente del centro entre en combustión, mientras el astro se expande hasta alcanzar la órbita actual de la Tierra. En esta fase de su ciclo vital, el Sol se convierte en una estrella muy inestable, hinchándose su atmósfera y perdiendo materia en el espacio, para luego contraerse de nuevo, repetidamente. Esto contribuye a sembrar las nubes interestelares de elementos tales como el carbono y el nitrógeno. Finalmente, todo lo que queda es el núcleo interno, que se está enfriando, y que también está compuesto sobre todo por carbono. En este momento, el núcleo interno ya no se está colapsando, sino que se mantiene por la presión física de los núcleos y electrones, que se empujan chocando unos con otros.

Por último, se alcanza la densidad límite y el colapso cesa, cuando las fuerzas cuánticas impiden que los electrones sean empujados aumentando aún más la proximidad entre ellos (recuérdese que dos electrones no pueden ocupar el mismo estado cuántico, y es precisamente este mismo fenómeno de exclusión cuántica que impide que los átomos se colapsen lo que mantiene a las llamadas «estrellas degeneradas», protegiéndolas del efecto de su propio peso). Esto sólo sucede cuando el remanente estelar, generalmente con dos tercios de la masa que tiene actualmente el Sol, se ha contraído hasta tener el tamaño de la Tierra, convirtiéndose en lo que se conoce como enana blanca.
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Un centímetro cúbico de la materia de una enana blanca tendría una masa aproximada de una tonelada, es decir, tendría un millón de veces la densidad del agua.

Las estrellas que comienzan su vida teniendo bastante más masa que el Sol pueden atravesar más estadios de combustión nuclear, a temperaturas sucesivamente más elevadas, produciendo elementos tales como el oxígeno y el neón a partir del carbono, y diseminándolos después en el interior de las nubes interestelares. Excepto el hidrógeno y el helio, todos los elementos del universo, incluido todo elemento que se halle en la Tierra y en nuestros cuerpos, han sido fabricados en el interior de una estrella. Sin embargo, una estrella que comience a existir con más de unas once veces la masa del Sol se queda aún, incluso después de toda esta pérdida de masa, con una cantidad de materia en su rescoldo residual que supera la masa solar. En este punto, las cosas empiezan a ser todavía más interesantes.

Si una estrella muerta, que ya no se mantiene mediante la combustión nuclear, tiene más de aproximadamente 1'4 veces la masa del Sol, entonces ni siquiera los procesos cuánticos pueden detener un estadio posterior de compresión. Lo que sucede es que los electrones que están errantes entre los núcleos atómicos en una enana blanca se ven obligados a combinarse con los protones de estos núcleos para producir neutrones. Se trata de una desintegración beta inversa, el proceso inverso del que tiene lugar actualmente en la Tierra cuando un neutrón aislado se convierte de manera espontánea en un electrón y un protón (más un antineutrino). Esto reduce la escoria estelar a algo que no es más que una bola de neutrones, que se comprime de la forma más eficiente en que se puede comprimir la materia, dando lugar fundamentalmente a un único núcleo atómico que posee la masa de una estrella como el Sol. Mientras una enana blanca que tenga una masa como la del Sol es del tamaño de la Tierra, una estrella neutrón con una masa que es una vez y media la del Sol sólo mide diez kilómetros de un extremo a otro, es decir, tiene el mismo tamaño que una montaña terrestre grande. El colapso de un núcleo estelar pasando del estado de enana blanca (o incluso un estado menos compacto) al de estrella neutrón liberaría una enorme cantidad de energía gravitatoria, siendo llevada una gran parte de esta energía por los neutrinos, ya que se libera un neutrino cada vez que un protón y un neutrón se fusionan para formar un neutrón. Cada centímetro cúbico de materia de una estrella neutrón pesaría alrededor de mil millones de toneladas.

Tampoco esto es el final de la historia de un colapso estelar. Son los procesos cuánticos los que mantienen a una estrella neutrón frente al empuje hacia el interior que produce la gravedad, pero dichos procesos cuánticos son limitados y la gravedad no. Una bola compacta de materia cuya masa sea tres o más veces la masa del Sol, y que no esté ya sostenida por la energía liberada en la combustión nuclear, no puede mantenerse por sí misma. Ninguna estrella neutrón puede existir si tiene una masa mayor que la que acabamos de mencionar (según la teoría, pero lo que resulta reconfortante para los teóricos es que las observaciones de las estrellas reales todavía no han mostrado la existencia de ninguna estrella neutrón en esas condiciones, del mismo modo que aún tienen que mostrar la existencia de alguna enana blanca que tenga más de 1'4 veces la masa del Sol). Si hubiera un objeto de estas características, la gravedad vencería completamente incluso a las fuerzas cuánticas y la escoria de la estrella se contraería indefinidamente, hasta convertirse en un punto de densidad infinita, algo sumamente extraño. En fases intermedias adquiriría una densidad tan enorme y, en consecuencia, su campo gravitatorio llegaría a ser tan fuerte que nada podría escapar de ella, ni siquiera la luz. Se convertiría, por lo tanto, en un agujero negro. Las estrellas neutrón y los agujeros negros se forman en nuestra galaxia actualmente cuando las estrellas cuya masa de materia es más de once veces la del Sol llegan al final de su existencia. Sucede de este modo.

El problema de utilizar la fusión nuclear con el fin de proporcionar energía para mantener una estrella es que lo que la fusión puede hacer tiene límites. Concretamente, una vez que se han formado núcleos de elementos de la familia del hierro (el propio hierro, el níquel y otros parecidos) se precisa más energía para hacer núcleos todavía más pesados, pero ya no se puede conseguir más energía mediante el proceso de fusión. Se ha de introducir energía para fabricar los elementos realmente pesados, tales como el platino, el mercurio, el oro o el uranio. Esto es así porque los núcleos de hierro-56 constituyen la más estable, energéticamente, de todas las configuraciones posibles para los protones y los neutrones en forma de núcleos atómicos.