¡Sabemos tanto de las estrellas!¡Nos queda tanto por saber!

Qué lejos queda ya aquel comentario que hizo un reputado Presidente de la Real Society de Londres: “Nunca sabremos de qué están compuestas las estrellas”. Claro que lo sabemos, desde la Tierra podemos detectar los espectros de los elementos que la conforman y, mucho más.  Ahora disponemos de la Física Básica de la fusión solar y se ha hecho posible reelaborar las estimaciones de Kelvin sobre la edad del Sol, y muy exactamente, a partir de las leyes de Newton y la velocidad orbital de los planetas.

El resultado es 1.989 x 10³³ gramos, el equivalente de 300.000 Tierras. Según revela el espectrógrafo la composición del Sol, al menos en la superficie, es principalmente hidrógeno y helio. Conociendo, por consiguiente, la masa el volumen y la composición aproximada del Sol, podemos conocer las condiciones que prevalecen en su centro, donde se producen los procesos termonucleares. Sabemos que la temperatura del núcleo alcanza los 15 millones de grados, la que la densidad es unas doce veces la del plomo (aunque el calor mantiene el denso material en estado gaseoso, y no sólido), y que la tasa de la fusión es tal que unos 4,5 millones de toneladas de hidrógeno se fusionan para formar helio dentro del Sol cada segundo. Se ha calculado que la vida total del Sol está próxima a los 10.000 millones de años. Puesto que la datación radiométrica de los asteroides y la Tierra da unos 5.000 millones de años, debemos concluir que el Sol, actualmente, está a la mitad de su vida, y tiene otros 5.000 millomnes de años de combustión de hidrógeno de manera que, la Tierra y nosotros (si somos capaces de llegar hasta allí), gozamos de ese tiempo para resolver muchos problemas que la misma dinámica del Universo nos trae de camino.

El Sol visto por SDO. Imagen NASA

Podemos calcular de modo análogo los plazos de vida de otras estrellas. La tasa de fusión aumenta según la cuarta potencia de la masa; por consiguiente, las estrellas enanas duran mucho más  que las gigantes. Las estrellas menos masivas llegan a tener el 1 por ciento de la masa del Sol, y, si bajan de 0,80 por ciento, nunca podrán llegar a ser estrellas como tales al no poder generar el suficiente calor en su interior para que se produjese la fusión y, en tal caso, se quedan como simples planetas. Las estrellas enanas rojas (las que más abundan el Universo).

Estas pequeñas enanas,  que ocupan el tercio inferior del Diagrama de Hertzsprung-Russell, queman su combustible de hidrógeno con tanta mesura que pueden durar mucho más que la edad actual del Universo. En el Otro extremo de la escala, en la cima del Diagrama, están las estrellas gigantes de unas 100 – 120 veces la masa del Sol (si fuesen mucho más grandes, estallarían apenas empezacen a calentarse, su propia radiación las destruiría) Estas inmensas estrellas derrochan el combustible nuclear pródigamente, y se quedan sin hidrógeno en un tiempo relativamente corto para las edades de las estrellas; una estrella diez veces más masiva que el Sol dura menos de 100 millones de años.

La última imagen de Betelgeuse nos lleva a pensar que, su fin está muy próximo. A su alrededor se está creando una nube de gas que comienza a circundarla, lo cual, es indicio mde que, el fin es´ta próximo.

Todas estas consideraciones enriquecieron y estimularon lo que podríamos llamar la ecología de la Vía Láctea. Revelan que las estrellas más espectaculares de las galaxias, las gigantescas estrellas blancoazuladas O y B, esas que vemos brillar azuladas en las nebulosas y que con su fuerte radiación ultravioleta ionizan el gas circundante y las hace más hermosas, bellas, coloridas y luminosas, pues esas son, amigos míos, las que tienen la vida más corta. Adentrarse en el nacimiento, vida y muerte de las estrellas, su composición y en qué se pueden convertir al final de sus vidas en función de sus masas, es fascinante.

El diagrama de Hertzprung-Russell del cúmulo de las Pléyades, por ejemplo, presenta casi enteramente estrellas de la serie principal. Esto nos dice que las Pléyades son un cúmulo jóven, en el que no ha pasado bastante tiempo para que ni siquiera las estrellas gigantes se hayan consumido y pasado a la etapa gigante roja. (Se estima que las estrellas de las Pléyades tienen menos de cien millones de años.)

El prominente cúmulo abierto en Taurus, es, también conocido como las Siete Hermanas, se designa como M45. El cúmulo se extiende 1,5º del cielo y contiene unas 100 estrellas, siendo la más brillante de ellas Alcyone. Su diámetro real es de unos 13 años luz. Se cree que deben haber otros miembros dispersos y situados más lejos. La distancia que nos separa de este grupo de estrellas es de algo más de 400 años-luz.

En contraposición a la juventud de las Pléyades, podríamos poner a M3 que, a la vasta distancia de unos 30.000 años luz nos contempla y, su edad, se cifra en una edad muy cercana a la del Universo mismo, lo que hace de él uno de los más antiguos que se conocen.

El cúmulo M3 contiene más de medio millón de estrellas viejas que forman el cúmulo globular que podeis ver en la imagen.

En nuestra escala de tiempo comprimida, si las equiparamos con el tiempo de las estrellas, cada hora equivaldría a mil millones de años, todas estas espectaculares estrellas son testigos de muchas de las generaciones que han pasado por el planeta Tierra, mientras ellas, desde sus alturas, nos miran sonrientes, sabiendo que somos “sus hijos” fruto de los elementos que ellas forjaron en sus núcleos a partir de átomos ligeros que se transmutaron en átomos cada vez más pesados por la variedad de procesos de fusión: de hidrógeno a helio, en carbono, oxígeno, magnesio, etc. Todo lo necesario para forjar, en la Nebulosas, nuevas estrellas, nuevos mundos y vida nueva con el material químico-biológico que ellas crearon.

La gran Nebulosa Carina, como otras muchas en el cielo, contiene los elementos necesarios para que, a partir de ellos, surja la vida. Con sus 300 años-luz de diámetro y a una distancia de más de 7.000 de nosotros, allí está crando nuevas estrellas y nuevos mundos. El gas interestelar y el polvo cósmico que, garantiza la continuidad, la regeneración de las galaxias. Estas nubes son las portadoras de la materia primordial del Universo.

Bethe nos habló de la reacción protón-protón pero, sólo producía Helio. El ciclo del Carbono, tampoco nos sirve: emplea nitrógeno, carbono y oxígeno sólo como catalizadores sin dar origen a más elementos pesados. Así que, se necesita otra Física más imaginativa para llegar hasta los elementos más pesados y reconstruir la complejidad de la fusión nuclear. Llegaron Gamow y, sobre todo Fred Hoyle y su equipo que, finalmente, pudo dar con la piedra Rosetta con la cual pudieron someter a prueba sus ideas.

“El problam de la síntesis de elementos -escribieron- está estrechamente ligado al problema de la evolución estelar.” La curva de abundancia cósmica de elementos muestra las cantidades relativas de diversas clases de átomos que hay en el Universo a gran escala:

Hidrógeno, Helio, Litio, Berilio, Boro, Carbono, Oxígeno, Neón, Silicio, Azufre, Hierro, Plomo, Torio, Uranio (como se puede ver, estoy dando saltos y dejando sin nombrar algunos elementos para poder dejarlo como un resumen). Las diferencias en abundancia son grandes -hay,  por ejemplo, dos millones de átomos de níquel por cada cuatro átomos de plata y cincuenta de tungsteno en la Vía Láctea- y, Hoyle pensó que aquí , como en un jeroglífico, estaba escrita la historia de la materia del Universo.

Arriba podemos contemplar el proceso Triple Alfa que descubrió Hoyle para que las estrellas pudieran llegar al Carbono. Como era muy improbable que se fusionaran tres átomos de Helio, la estrella se valía de un truco. Fusionaba un átomo de helio con otro, y obtenía uno de Berilio que, a su vez, se fusionaba con otro de helio y obtenía el de Carbono.

He + He = Be, y, Be + He = ¹²C

La Historia es fascinante, podríamos estar aquí muchos días y seguir todos los acontecimientos y transiciones de fase que se producen en las estrellas hasta que, llegado el momento de su muerte, explotan en supernovas y hacen su obra final, producir los elementos más pesados en el calor abrasor de la explosión más grande que el Universo puede contemplar.

emilio silvera

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