Historias de Astronomía

Es cierto que cuando vemos las cosas con cierta asiduidad y de forma permanente, esa cotidianidad nos hace perder la perspectiva y no pensamos en lo que realmente esas cosas pueden ser y, con las estrellas nos ocurre algo similar, ya que son algo más, mucho más, que simples puntitos luminosos que brillan en la oscuridad de la noche. Una estrella es una gran bola de gas luminoso que, en alguna etapa de su vida, produce energía por la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio. El término estrella por tanto, no sólo incluye estrellas como nuestro Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustible nuclear gastado.

Estrellas masivas que expulsan gases, ya que, cuando la masa es muy grande, su propia radiación las puede destruir y, de esta manera, descongestionan la tensión y evitan un final anticipado. Arriba teneis una estrella supermasiva que ha expulsado gases formando una nebulosa para evitar su muerte, Eta Carinae ha hecho lo mismo. Estas son estrellas que estám congestionadas y, sólo la expulsión de material la puede aliviar y conseguir que siga brillando como estrella evitando explotar como supernova.

Se calcula que la masa máxima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual sería destruida por su propia radiación. La masa mínima es de 0,08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno, y se convertirían en enanas marrones.

De la misma forma que al calentar una pieza de metal cambia de color, al principio rojo, luego amarillo hasta llegar al blanco, el color de una estrella varia según su temperatura superficial. Las estrellas más frías son las rojas, y las mas calientes las azules. Estos colores suelen percibirse a simple vista, como por ejemplo Antares (la estrella principal de Scorpius) que es de color rojo, o Rigel (en Orion) de color azul. En astronomía se utiliza la escala Kelvin para indicar temperaturas, donde el cero absoluto es -273 grados Celsius.

El diagrama de Hertzsprung-Russell (arriba) proporcionó a los astrónomos un registro congelado de la evolución de las estrerllas, el equivalente astrofísico del registro fósil que los geólogos estudian en los estratos rocosos. Presumiblemente, las estrellas evolucinan de algún modo, pasan la mayor parte de su tiempo en la serie principal (la mayoría de las estrellas en la actualidad, en el brevísimo tiempo que tenemos para observar, se encuentran allí), pero empiezan y terminan su vida en alguna otra parte, entre las ramas o en el mantillo. Por supuesto, no podemos esperar para ver que esto sucede, pues el tiempo de vida, aún de estrellas de vida corta, se mide en millones de años. Hallar la respuesta exigirá conocer la física del funcionamiento estelar.

El progreso en física, mientras tanto, estaba bloqueado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como la Barrera de Coulomb, y por un tiempo frustró los esfuerzos de los físicos teóricos para comprender cómo la fusión nuclear podía producir energía en las estrellas.

La barrera de Coulomb, denominado a partir de la ley de Coulomb, nombrada así del físico Charles-Augustin de Coulomb (1736–1806), es la barrera de energía debida a la interacción electrostática que el núcleo atómico debe superar para experimentar una reacción nuclear. Esta barrera de energía es proporcionada por la energía potencial electrostática:

psilon_0}}{{q_1 \, q_2} \over r}” />

donde:

k es la constante de Coulomb = 8.9876×10⁹ N m² C⁻²;

ε₀ es la permeabilidad en el vacío;

q₁, q₂ son las cargas de las partículas que interactúan;

r es el radio de interacción.

Un valor positivo de U es debido a una fuerza de repulsión, así que las partículas que interactúan están a mayores niveles de energía cuando se acercan. Un valor negativo de la energía potencial U indica un estado de ligadura, debido a una fuerza atractiva. La linea de razonamiento que conducía a esta barrera era impecable. Las estrellas están formadas en su mayor parte por hidrógeno. Esto se hace evidente en el estudio de sus espectros.) El núcleo del átomo de hidrógeno consiste en un sóoo protón, y el protón contiene casi toda la masa del átomo. (Sabemos esto por los experimentos de Rutherford explicados aquí en otra ocasión). Por tanto, el protón también debe contener casi toda la energía latente del átomo de hidrógeno.

(Recordemos que la masa es igual a la Energía: E = mc². (En el calor de una estrella los protones son esparcidos a altas velocidades -el calor significa que las partículas involucradas se mueven rápidamente- y, como hay muchos protones que se apiñam en el núcleo denso de una estrella, deben de tener muchísimos choques. En resumen, la energía del Sol y las estrellas, puede suponerse razonablemente, implica las interacciones de los protones. esta era la base de conjetura de Eddintong de que la fuente de la energía estelar “difícilmente puede ser otra cosa que energía subatómica, la cual, como se sabe, existe en abundancia en toda la materia”.

A ese punto, todo iba bienM la ciencia estaba cerca de identificar la fusión termonuclear como el secreto de la energía solar. Pero aquí era donde intervenía la Barrera de Coulomb. Los protones están cargados positivamente; las partículas de igual carga se repelen entre sí; y este obstáculo parecía demasiado grande  para ser superado, aun a la elevada velocidad a la que los protones se agitaban en el intenso calor del centro de las estrellas. De acuerdo con la física clásica, muy raras veces podían dos protones de una estrella ir con la rapidez suficiente para romper las murallas de sus campos de fuerza electromágnéticos y fundirse en un sólo núcleo. Los cálculos decían que la tasa de colisión de protones no podía bastar para mantener las reacciones de fusión. Sin embargo, allí estaba el Sol, con su rostro radiante y sonriente al ver el esfuerzo y las ecuaciones que decían que no podía brillar.

Dejemos aquí este proceso y digamos que, realmente, la mayoría de las veces el protón rebotará en la Barrera de Coulomb, pero de cuando en cuando la atravesará. Este es el “Efecto Túnel Cuántico”; que permite brillar a las estrellas. George Gamow, ansioso de explotar las conexiones entre la astronomía y la nueva física exótica a la que era adepto, aplicó las probabilidades cuánticas a la cuestión de la fusión nuclear en las estrellas y descubrió que los protones pueden superar la Barrera de Coulomb, o casi. El efecto túnel cuántico se hizo cargo de los cálculos de la desalentadora predicción clásica, que establecia la fusión de los protones a sólo una milésima de la tasa necesaria para explicar la energía liberada por el Sol, y la elevó a una décima de la tasa necesaria. Luego se tardó menos de un año para dar cuenta del deficit restante: la solución fue completada en 1929, cuando Robert Atkinson y Fritz Houterman combinaron los hallazgos de Gamow con lo que se ha llamado teoría maxwelliana de la distribución de velocidades. En la distribución maxwelliana hay siempre unas pocas partículas que se mueven mucho más rápidamente que la media y, Robert Atkinson y Fritz Houterman hallaron que estas pocas partículas veloces bastqaban para compensar la diferencia. Finalmente se hizo claro como podía romperse la Barrera de Coulomb suficientemente a menudo para que la fusión nuclear se produjese en las estrellas.

Pero la figura clave en todos estos desarrollos fue Hans Bhete, un refugiado de la Alemania nazi que había estudiado con Fermi en Roma y fue a enseñar en Cornell en EE. UU. Como su amigo Gamow, el joven Bhete era un pensador efervescente y vivaz, con tanto talento que parecía hacer su trabajo como si de un juego se tratara. Aunque no preparado en Astronomía, Bhete era un estudioso de legendaria rapidez. En 1938 ayudó al discipulo de Gamow y Edward Teller, C.L. Critchfield, a calcular una reacción que empezase con la colisión de dos protones podía generar aproximadamente la energía irradiada por el Sol, 3,86 x 10³³ ergios por segundo. Así, en un lapso de menos de cuarenta años, la humanidad había progresado de la ignorancia de la existencia misma de los átomos a la comprensión del proceso de fusión termonuclear primaria que suministra energía al Sol.

Pero la reacción protón. protón no era bastante energética para explicar la luminosidad muy superior de estrellas mucho más grandes que el Sol, estrellas como las supergigantes azules de las Pléyades, que ocupan las regiones más altas del diagrama de Herptzsprung-Russell. Bhete puso remedio a esto antes de que terminase aquel el año 1938.

En abril de 1938, Bhete asistió a una conferencia organizada por  Gamow y Teller que tenía el objeto de que físicos y astrónomos trabajaran juntos en la cuestión de la generación de energía en las estrellas. “Allí, los astrofísicos nos dijeron a los físicos todo que sabían sobre la constitución interna de las estrellas -recordoba Bhete-. esto era mucho (aunque) habían obtenido todos los resultados sin conocimiento de la fuente específica de energía.” De vuelta a Cornell, Bhete abordó el problema con celeridad y, en cuestión de semanas logró identificar el ciclo del Carbono, la reacción de fusión crítica que da energía a las estrellas que tiene más de una vez y media la masa del Sol.

Bhete que estaba falto de dinero, retiró el artículo que escribió sobre sus hallazgos y que ya tenía entragado en la Revista Physical Review, para entregarlo en un Concurso postulado por la Academía de Ciencias de Nueva York  sobre la producción de energía en las estrellas. Por supuesto, Bhete ganó el primer Premio uy se llevó los 500 dolares que le sirvieron para que su madre pudiera emigrar a EE UU. Después lo volvió a llevar a la Revista que lo publicó y, finalmente, se lo publicaron y tal publicación le hizo ganar el Nobel. Por un tiempo, Bhete había sido el único humano que sabía por qué brillan las estrellas.

Cuando miramos al cielo y podemos contemplar extasiados esas maravillas que ahí arriba, en el espacio interestelar están brillando, y, nos da la sensación de que están hacièndonos guiños, como si quisieran mandarnos un mensaje, decirnos algo y nosotros, no pensamos en todo lo que ahí, en esos “puntitos brillantes” se está fraguando. De lo que allí ocurre, depende que los mundos tengan los materiales que en ellos están presentes y, de entre esos materiales, se destacan aquellos que por su química biológica, permiten que se pueda formar la vida a partir de unos elementos que se hiceron en los hornos nucleares de las estrellas.

Y sí, es curioso que, mirando en la oscura noche como brillan las estrellas del cielo, nos atrae su titilar engañoso (es la atmósfera terrestre la que hace que lo parezca) y su brillo, Sin embargo, pocos llegan a pensar en lo que verdaderamente está allí ocurriendo. Las transformaciones de fase por fusión no cesan. Esta transformación de materia en energía es consecuencia de la equivalencia materia-energía, enunciada por Albert Einstein en su famosa fórmula E=mc²; donde E es la energía resultante, m es la masa transformada en energía, y c es la velocidad de la luz (300 000 kilómetros por segundo). La cantidad de energía que se libera en los procesos de fusión termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado íntegramente en energía bastaría para satisfacer los requerimientos energéticos de una familia mediana durante miles de años.

Es un gran triunfo del ingenio humano el saber de qué, están confomadas las estrellas y qué materiales se están forjando allí, al inmenso calor de sus núcleos. Recuerdo aquí a aquel Presidente de la Real Society de Londres que, en una reunión multitudinaria, llegó a decir: “Una cosa está clara, nunca podremos saber de qué están hechas las estrellas”. El hombre se vistió de gloria con la, desde entonces, famosa frase. Creo que nada, con tiempo por delante, será imposible para nosotros.

A nuestro planeta sólo llega una ínfima fracción del calor que se genera en el Sol y, sin embargo, es más que suficiente para mantener aquí la vida. El Sol tiene materia que supone la misma que tendrían 300.000 Tierras. Nuestra estrella madre está situada a una UA (150 millones de kilómetros de nosotros) y, todas esas circunstancias y otras muchas, hacen que todo sea tal como lo vemos a nuestro alrededor. Si cualquiera de esos parámetros fuera diferente o variara tan sólo unas fracciones, seguramente la Tierra sería un planeta muerto y, nosotros, no estaríamos aquí. Sin embargo… ¡Estamos! y, gracias a ello, se pueden producir descubrimientos como los que más arriba hemos relatado y han podido y pueden existir personajes de cuyas mentes surgen ideas creadoras que nos llevan a saber cómo son las cosas.

Lo cierto es que, cada día sabemos mejor como funciona ma Naturaleza que, al fin y al cabo, es la que tiene todas las respuestas que necesitamos conocer.

emilio silvera