GÉNESIS Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

            Antes de comenzar a hacer un estudio sobre el origen de las estrellas deberíamos remontarnos más allá, al principio de todo, al Big-Bang. Puesto que las estrellas están compuestas de materia física, es necesario contemplar como surgió la materia. Así, si descomponemos una estrella en cada vez "elementos" más simples, vamos pasando por diferentes etapas.

Las moléculas se descomponen en átomos, los átomos en electrones, protones y neutrones, y estos dos últimos a su vez, en quarks, concretamente en tres quarks. Y quién sabe si estas partículas subatómicas no están a su vez compuestas por otras más simples. De momento nos quedamos con la "trinidad" de nuestros pequeños dioses, que muy bien podrían ser verdaderos Dioses con mayúsculas, pues ellos son los creadores de todo, es curioso, como de tres elementos simples puede surgir tanta variedad de sistemas, simples y complejos, desde las estrellas, hasta nuestro cerebro.

            Así, nuestra pequeña trinidad, compuesta por electrón, quark u y quark d, no tiene nada que envidiar a la trinidad compuesta por Brahma, Vishnu y Siva.

            Las estrellas nacen, crecen y mueren según el siguiente proceso:

1.      Los átomos de hidrógeno que existen en el espacio interestelar se van aproximando unos a otros, hasta formar nubes de hidrógeno. Se sabe que tales nubes abundan en el espacio interestelar, ya que emiten ondas parecidas a las de la radio de longitud de onda próxima a 21 centímetros. Los átomos de la parte exterior de la nube atraen a los de la parte exterior, haciendo que la nube se contraiga.

2.      Según avanza el proceso contractivo, aumenta la presión en el interior de la protoestrella. Conforme se contrae, sus átomos empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencia y a mayores velocidades; el gas se calienta. Con el tiempo el gas estará tan caliente que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio. Al llegar a esa determinada temperatura, la estrella "nace", a la vez que comienza el proceso de fusión nuclear, según la siguiente relación:

4 ¹HY ⁴He + 2 e⁺ + 2 n + 2 g

Reacciones nucleares y su relación con etapas evolutivas en las estrellas. Las reacciones empiezan con la "combustión" sucesiva de carbono (C), oxígeno (O), sodio (Na), magnesio (Mg), neón (Ne), fósforo (P), azufre (S) y silicio (Si), el núcleo termina por estar compuesto de hierro (Fe) y níquel (Ni), elementos que ya no producen energía al fusionarse. La flecha al final de cada reacción indica producción de energía.

 

                En este proceso de fusión se pierde una parte, m, de la masa inicial, que se convierte en energía, de acuerdo a la fórmula de Einstein;

E = M xC².

El calor desprendido por la reacción, que es como una explosión controlada de una bomba de hidrógeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional también aumenta la presión del gas hasta que está es suficiente para equilibrar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse. Se parece en cierta medida a un globo. Existe un equilibrio entre la presión del aire dentro, que trata de hacer que el globo se hinche, y la tensión de la goma, que trata de disminuir el tamaño del globo.

            Cada segundo, el Sol convierte unos cuatro millones de toneladas de materia en energía, pero su masa es tan grande que seguirá emitiendo energía en los niveles actuales durante muchos millones de años (en teoría). La temperatura superficial del Sol es de unos 6000ºC. Las estrellas de mayor tamaño, y por tanto más calientes, tienen temperaturas superficiales aún mayores, alcanzando 50000ºC e incluso valores más altos. En el interior de las estrellas la temperatura es todavía mayor, si no fuera así, la estrella se derrumbaría hacia el interior (colapso de la estrella) debido a su propia atracción gravitatoria. La temperatura en el núcleo del Sol es de unos 15 millones de grados. En las estrellas de mayor tamaño, la temperatura puede llegar a ser de varios miles de millones de grados.

            Como hemos dicho antes, el Sol produce 3,6*10²⁶ Julios en un segundo, por lo que habría que quemar 9000 billones de toneladas de gasolina en un segundo para igualar esa sima. Esa energía sería suficiente para cubrir las necesidades energéticas de la humanidad durante 3000 años. De ahí que sea tan importante saber como funcionan las estrellas, para poder imitarlas algún día y obtener un medio de fabricación energética increíble. Ya hay algunos proyectos como el stelleator que intenta lograr la fusión nuclear imitando a las estrellas. Otra alternativa sería también la "fusión fría".

            Las estrellas permanecen estables en esta forma durante un largo periodo de tiempo, con el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracción gravitatoria. A esta fase se le llama, "secuencia principal".

3) La duración de la estancia de una estrella en la secuencia principal depende de cómo se desarrolle el proceso de conversión de materia en energía. De hecho, la edad de una estrella puede calcularse conociendo su composición química en un instante dado y los procesos nucleares que ha sufrido hasta ese momento. Las estrellas azules que tienen mucha masa, consumen hidrógeno más rápidamente y tienen una existencia más efímera, entre 2 y 3*10 ⁹años. Las pequeñas enanas rojas, merced a la parsimonia con que consumen hidrógeno, pueden durar aun más que el Sol. La fase de secuencia principal es la más larga de una estrella.

4) Al acabarse el hidrógeno del núcleo, es decir, al acabarse su principal combustible nuclear, se fusiona el helio, luego el berilio, el carbono...

Las "cenizas" de los residuos de fusión van obstruyendo la salida de radiación del núcleo, con lo cual la estrella se hincha y se enfría, pasando a ser una gigante roja. Los científicos predicen que esto le ocurrirá al Sol dentro de unos 6*10⁹ años, aunque luego veremos otras teorías sobre distintos finales de nuestro astro rey.

            Los cambios de "combustible" nuclear implican fase de inestabilidad, en las que la estrella se hincha y se contrae sucesivamente, pasando a ser variable.

5) Los procesos de fusión citados duran hasta que en el núcleo se forma el isótopo ⁵⁶Fe. A partir de ese instante, la estrella deja de emitir energía en forma de radiación y se rompe el equilibrio; triunfa la gravitación, y la estrella se va colapsando.

            Cuando la estrella se reduce en tamaño, las partículas materiales están muy cerca unas de otras, y así, de acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, tienen que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que se alejen más unas de otras, lo que tiende a expandir a la estrella. Una estrella puede, por lo tanto, mantenerse con radio constante, debido a un equilibrio entre la atracción de la gravedad y la repulsión que surge del principio de exclusión, de la misma manera que la gravedad antes era compensada por el calor. Pero existe un límite a la repulsión que surge del principio de exclusión. La teoría de la relatividad limita la diferencia máxima entre las velocidades de las partículas materiales de la estrella a la velocidad de la luz. Esto significa que cuando la estrella

 

 

fuera suficientemente densa, la repulsión debida al principio de exclusión sería menor que la atracción de la gravedad. Una estrella fría de más de aproximadamente una vez y media la masa del Sol, no sería capaz de soportar su propia gravedad. A esta masa se la conoce hoy en día como el límite de Chandrasekhar.

Corte de un modelo del interior de una estrella masiva evolucionada. El núcleo está formado de hierro y sobre el se levantan capas sucesivas de silicio, oxígeno, carbono, helio e hidrógeno, en donde, mediante reacciones de fusión nuclear, se producen los elementos de la región inmediatamente interior. La masa incluida entre el centro y la región correspondiente se anotó al lado izquierdo del gajo, y está en términos de la masa solar (Mi).

 

            Todo esto tiene serias implicaciones en el destino último de las estrellas masivas. Si una estrella posee una masa menor que el límite de Chandrasekhar, puede finalmente cesar de contraerse y estabilizarse en un posible estado final, como en una estrella "enana blanca", con un radio de unos pocos miles de kilómetros y una densidad de decenas de toneladas por centímetro cúbico.

            Una enana blanca se sostiene por la repulsión, debida al principio de exclusión entre los electrones de su materia. Se puede observar un gran número de estas estrellas enanas; una de las primeras que se descubrieron fue una estrella que está girando alrededor de Sirio, la estrella más brillante en el cielo nocturno, vista desde la Tierra.

 

6) Esta contracción no siempre se produce suavemente. Si la estrella supera el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44m0 = 2,88*10³⁰ kg, aun puede quedar bastante hidrógeno en la periferia de la estrella, lo suficiente para que el calor desarrollado en la concentración del núcleo inicie en ese hidrógeno el proceso de fusión nuevamente. En este caso, la estrella se convierte en una "supernova", que estalla, formando en la energía desprendida en la explosión, elementos más pesados que el ⁵⁶Fe.

La nebulosa del cangrejo, producida por la supernova del año 1054. La flecha apunta a la estrella de neutrones que al rotar da lugar a un pulsar

            Del material expelido en la fusión de una supernova, puede condensarse una "estrella de segunda generación", que vuelve a recorrer el camino descrito desde el punto 1) al 5).

            Se cree que el Sol es una de tales estrellas, pues tanto él como sus planetas poseen elementos más pesados que el ⁵⁶Fe; la Tierra posee un núcleo de hierro. Esta es una característica importante para nosotros, pues si el Sol no fuera una estrella de segunda generación, en la Tierra, de existir esta, habría muy pocos elementos, aproximadamente la mitad de los que conocemos actualmente. Sin estos elementos, la vida primitiva probablemente hubiera surgido, pero sería inconcebible una raza inteligente con tecnología punta, ya que sin estos elementos, el hombre no habría pasa-

Do de la "edad de piedra", estando condenado, a una eterna limitación.

            Dada esta característica, me voy a permitir el lujo de añadirle una nueva característica a la ecuación de Drake.

            N = R x f x n x l x i x c x L

Ecuación que intenta establecer el número de civilizaciones extraterrestres en nuestra galaxia que, basándose en conocimientos científicos y tecnológicos comparables a los nuestros, podrían comunicarse con nosotros. Donde: N = nº de civilizaciones tecnológicamente avanzadas de la galaxia; R= nº de estrellas presentes en la galaxia; f = porcentaje de estrellas que pueden tener un sistema planetario; n = nº de planetas dentro de este sistema que podrían permitir la evolución de la vida desde el punto de vista ecológico; l = nº de planetas en los que se ha desarrollado la vida; i = nº de planetas en los que la vida ha alcanzado un estadio inteligente; c = nº de planetas en los que se han desarrollado tecnologías que permitan la comunicación interestelar; L = vida media de dichas civilizaciones tecnológicas.

            Pues bien, si no incluimos ese factor, el de que la "estrella madre" sea una estrella de segunda generación, toda la ecuación no tendría ningún sentido, pues sólo encontraríamos "trogloditas", y eso no nos interesa.

7) El científico ruso Lev Landau señaló que existía otro posible estado final para una estrella, también con una masa límite de una o dos veces la masa del Sol, pero mucho más pequeña incluso que una enana blanca. Estas estrellas se mantendrían gracias a la repulsión debida al principio de exclusión entre neutrones y protones, en vez de entre electrones. Se les llama por eso, estrellas de neutrones. Tendrían un radio de apenas 15 kilómetros aproximadamente, y una densidad de decenas de millones de toneladas por centímetro cúbico. El campo gravitatorio de tales estrellas es fortísimo; puede obtenerse una idea del campo gravitatorio de un objeto de masa m y radio r, mediante la velocidad de fuga.

                        VF = (2gm/r) ^½

Que es la velocidad mínima con que hay que lanzar un cuerpo desde la superficie del astro para que no vuelva a caer en él; en el caso de la Tierra es de 11,2 km/s. Si el radio del cuerpo celeste fuera rs =2gmc^-2, la velocidad de fuga sería la de la luz, VF = c, con lo cual ni la luz podría abandonar el objeto; el astro es invisible, y se tiene un "agujero negro"

            De acuerdo a la teoría de la relatividad, nada puede viajar más rápido que la luz. Así, si la luz no puede escapar, tampoco lo puede hacer ningún otro objeto; todo es arrastrado por el campo gravitatorio. Por lo tanto, se tiene un conjunto de sucesos, una región del espacio-tiempo, desde donde no se puede escapar y alcanzar a un observador lejano. Su frontera se denomina el "horizonte de sucesos" y coincide con los caminos de los rayos luminosos que están justo a punto de escapar del agujero negro, pero no lo consiguen. Cualquier cosa o persona que cayese a través del horizonte de sucesos pronto alcanzaría la región de densidad infinita y el final del tiempo.

            Es por estas razones, la causa de que sea tan difícil obtener datos acerca de los agujeros negros, ya que no llega ninguna información hasta nosotros, todo es absorbido. Sólo se puede deducir su existencia.

            Otro hipotético fin de una estrella sería el de colapsarse formando una "singularidad desnuda", o también conocida como "agujero de gusano", que según las ecuaciones de la teoría general de la relatividad, la estrella al colapsarse abriría una brecha en el espacio-tiempo, creando una especie de "túnel interdimensional". Estos "vehículos" serán de gran utilidad en el futuro, ya que son la manera más rápida de viajar a través del Universo, haciéndolo a través de una "puerta" que nos llevaría directamente a nuestro lugar de destino; evitando los largos y pesados viajas estelar. ¿Ciencia ficción?

Volver      1 2 3 4 5 6 7 8 9 10