EL UNIVERSO: SU TAMAÑO Y COMPONENTES

Las reacciones nucleares en las estrellas Los primeros pasos en el estudio teórico de las estrellas se realizaron al principio del siglo XX por el alemán Karl Schwarzschild y el Británico Arthur Eddington. Schwarzschild aplicó las leyes de la física a una bola de gas para llegar a la primera descripción matemática de una estrella. Un poco más tarde, Eddington completó este trabajo considerando procesos descuidados por Schwarzschild. Consigue en particular mostrar que debía existir una relación entre la masa y la luminosidad de una estrella ordinaria, lo que fue verificado más tarde por las observaciones. La fuente de energía de las estrellas Estos modelos no podían apenas entrar ya en los detalles porque faltaba en la época una información esencial: la fuente de energía de las estrellas. En efecto, para no hundirse bajo su propio peso y continuar brillando, las estrellas necesitaban una gran cantidad de energía. ¿ Pero de donde venía? La primera hipótesis fue un origen químico. ¿ Quizá el Sol ardía simplemente como un montón de madera? Los cálculos mostraron que eso era imposible. Hasta considerando combustibles excelentes, las estimaciones teóricas de la duración de vida del Sol llegaban sólo a algunos millares o decenas de millar de años, mucho menos que lo que era requerido. A finales del siglo XIX, otra posibilidad fue avanzada por el Británico Lord Kelvin y el alemán Herman von Helmholtz. ¿ Quizá el Sol se contraía poco a poco y convertía su energía gravitacional en calor? Pero la duración de vida calculada a partir de la contracción Kelvin-Helmholtz era solo del orden de algunas decenas de millones de años, así pues, siempre demasiado corta. La fuente de energía del Sol quedó un misterio hasta principios de los años treinta, cuando su naturaleza fue por fin descubierta: reacciones nucleares que se producen en el centro de nuestra estrella. Las reacciones nucleares La materia ordinaria se forma de entidades microscópicas llamadas átomos. En el centro de cada átomo se encuentra un núcleo, un conjunto que agrupa partículas llamadas protones y neutrones. El núcleo es muy compacto, alrededor de 100.000 veces más pequeño que el propio átomo. A causa de las temperaturas muy altas que reinan en el centro de una estrella, todas las partículas están muy agitadas. Electrones y núcleos no pueden asociarse en átomos y la materia entonces es ionizada, es decir, formada de electrones y núcleos libres. Las colisiones entre núcleos son muy numerosas y dos núcleos pueden a veces pegarse uno al otro y fusionarse para dar origen a un nuevo núcleo, es lo que se llama una reacción nuclear. En el Sol, constituido esencialmente por hidrógeno, el resultado final de un conjunto de reacciones nucleares es la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio (constituido de dos neutrones y dos protones). La propiedad notable de esta reacción reside en el hecho de que la masa de un núcleo de helio es ligeramente inferior a la suma de las masas de cuatro protones. La reacción nuclear de fusión se acompaña pues de una pérdida de masa. Entonces, Albert Einstein mostró en su teoría de la relatividad que masa y energía son dos tamaños equivalentes. Es su famosa ecuación E=mc2 que enuncia que la energía es igual al producto de la masa por el cuadrado de la velocidad de la luz. En el centro del Sol, la pérdida de masa que acompaña la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio corresponde pues a una liberación de energía considerable. Es así, transformando una fracción de su masa, que nuestro Sol encuentra la energía necesaria para brillar durante 10 mil millones de años. Dos tipos de reacciones La transformación de hidrógeno en helio puede hacerse de dos maneras diferentes. La primera, propuesta por el astrónomo americano Charles Critchfield, se llama cadena protón-protón y comienza con dos protones que se fusionan para formar deuterio, es decir, un núcleo formado de un protón y un neutrón. La otra manera se llama ciclo del carbono. Fue descubierta independientemente por el estadounidense Hans Bethe y alemán Carl von Weizsäcker en 1.938. El ciclo comienza con la colisión de un protón con un núcleo de carbono 12, lo que evidentemente solo es posible si hay carbono presente en la estrella. El resultado final es el mismo que para la cadena protón-protón, haciendo facilitar el carbono las diferentes reacciones. La proporción de energía que vuelve de nuevo a cada uno de estos procesos depende de la temperatura en el centro de la estrella, así pues, de su masa. Las estrellas cuya masa es inferior a dos veces la del Sol tienen una temperatura interna relativamente baja y su producción de energía está controlada por la cadena protón-protón. Las estrellas más masivas son mucho más calientes, lo que vuelve el ciclo del carbono muy eficaz. Este abastece entonces casi la totalidad de la energía. Una gigante roja Un aumento gradual de luminosidad La secuencia principal es la etapa durante la cual una estrella extrae su energía de la fusión del hidrógeno en helio. Las reservas de carburante no son sin embargo ilimitadas. A medida que el tiempo pasa, baja la concentración en hidrógeno en el centro de la estrella mientras que la concentración en helio aumenta. Una consecuencia importante de este cambio es un ligero aumento de la luminosidad de la estrella a lo largo de su vida en la secuencia principal. En efecto, puesto que la fusión del hidrógeno transforma cuatro protones en un solo núcleo de helio, baja el número de partículas libres en el centro de la estrella. Entonces, menos partículas significa una presión más baja. Para resistir al peso de las capas externas, el núcleo debe pues encontrar un medio de restablecer una presión suficiente. La solución que se le ofrece es contraerse ligeramente, lo que hace aumentar la presión interna y la estrella puede reencontrar su estabilidad. A causa de la contracción, las capas de hidrógeno próximas al núcleo que no eran aún suficientemente calientes para mantener reacciones nucleares pasan a serlo. Poco a poco la cantidad de hidrógeno en fusión crece, lo que se traduce en un lento aumento de la luminosidad de la estrella. El fin de la combustión en el centro Después de una larga fase en la secuencia principal, llega finalmente un momento donde la concentración en protones es demasiado escasa en el centro de la estrella para mantener las reacciones nucleares: la combustión del hidrógeno se detiene en el centro. La estrella conoce entonces una situación de crisis. Sin energía disponible, la presión interna cae, la gravedad se encuentra sin obstáculo, el equilibrio de la estrella está roto y el interior de la estrella comienza a contraerse. Esta contracción da origen a dos nuevas fuentes de energía. Primero, el núcleo está en condiciones de transformar una parte de su energía gravitacional en energía térmica. Luego, va a aparecer una capa de hidrógeno en fusión. En efecto, la región que rodea el núcleo es aún muy rica en hidrógeno porque no se produce allí reacción. A causa de la contracción de la estrella, esta región ve aumentar su temperatura y alcanzar rápidamente el umbral necesario para la fusión. Aparece así alrededor del núcleo apagado una fina capa en la cual la fusión del hidrógeno puede continuar. La dilatación de la estrella en gigante roja La estrella se encuentra provista de dos nuevas fuentes de energía muy poderosas. A causa de esta aportación, y por razones que no son siempre muy bien comprendidas, las capas de gas son expulsadas hacia el exterior. La envoltura de la estrella comienza a dilatarse y el astro se convierte pronto en una estrella gigante. Ganando en volumen, la envoltura pierde en densidad y temperatura. Esto se traduce por un cambio de color hacia el rojo. La estrella deja la secuencia principal para entrar en otro grupo del diagrama de Hertzsprung-Russell: las gigantes rojas. Un día, de aquí a alrededor de cinco mil millones de años, el Sol mismo conocerá este destino. Se transformará en una gigante roja que englobará sucesivamente las órbitas de Mercurio, Venus y la Tierra. Este acontecimiento señalará el final de la vida sobre nuestro planeta. La fusión del helio Mientras que la envoltura sigue dilatándose, el núcleo dominado por el helio continúa contrayéndose. Su masa aumenta aún gracias al helio procedente de la capa de hidrógeno en fusión. Llega un momento en que la temperatura y densidad son suficientes para que los núcleos de helio estén ellos también en condiciones de participar en reacciones nucleares. A 100 millones de grados, se reúnen las condiciones para que la fusión del helio (conocida bajo el nombre de proceso triple alfa) se desencadene y proporcione una nueva fuente de energía a la estrella. La estrella Beta Ceti observada por el observatorio en rayos X Chandra en 2.001. El núcleo de esta estrella alcanzó los 100 millones de grados y la fusión del helio se puso en marcha. Ahora pasó al estado de gigante roja y está rodeada de una corona extremadamente caliente que emite rayos X. Crédito: NASA / CXC Pero, el helio, al igual que el hidrógeno, está presente en cantidad limitada. Su combustión debe pues detenerse finalmente, a falta de combustible, y dejar el lugar a una nueva fase de la vida de la estrella. La duración de la fase en forma de gigante roja es inferior a la de la vida en la secuencia principal. Para una estrella como el Sol, la combustión del hidrógeno dura cerca de 10 mil millones de años, mientras que la del helio permite sólo dos mil millones de años suplementarios. Una enana blanca Veamos como el principio de incertidumbre interviene en la evolución estelar. El núcleo de la estrella al final de su vida acaba de apagarse y está esencialmente formado por carbono y oxígeno. Debido a que no se producen más reacciones nucleares, la presión interna que estabilizaba hasta entonces la estrella pierde en potencia y no está ya en condiciones de realizar su tarea. La estrella comienza a hundirse bajo su propio peso, su tamaño disminuye y su densidad comienza a a aumentar. La presión de degeneración Llega un momento, cuando la densidad es tan fuerte, que el principio de incertidumbre interviene. A causa de la compresión de la materia, cada electrón es confinado en un espacio minúsculo y su posición está en consecuencia muy bien definida. Pero, según la mecánica cuántica, el precio a pagar es una gran incertidumbre sobre la velocidad de la partícula. Los electrones son, así pues, animados por movimientos muy rápidos y su agitación da origen a un nuevo tipo de fuerza de presión, de origen puramente cuántico, llamada la presión de degeneración. Ésta se opone al hundimiento de la estrella y restablece el equilibrio con la fuerza de gravedad. La estrella se vuelve una enana blanca. El par estelar (estrella binaria) Sirio A y B a 8,6 años de luz de la Tierra, observado en rayos X por el satélite Chandra. Sobre esta imagen, está la enana blanca Sirio B que es el objeto más brillante ya que su superficie, calentada a una temperatura de 25.000 grados, emite muchísimos rayos X. El otro punto es Sirio A, la estrella más brillante del cielo en luz visible, pero poco aparente en esta longitud de onda (aparece aquí sólo a causa de su radiación ultravioleta que no está completamente filtrada por Chandra). La estructura en forma de estrella es un efecto óptico debido al telescopio. Crédito: NASA / SAO / CXC A causa de la fuerte compresión de la materia, una enana blanca, es mucho más pequeña y densa que una estrella normal. El diámetro medio es del orden de 10.000 kilómetros, o sea un tamaño similar al de la Tierra, pero con la masa del Sol. La densidad alcanza el valor fenomenal de aproximadamente una tonelada por centímetro cúbico de materia. Una cucharada de sopa de la materia de una enana blanca pesaría así varias toneladas. El pequeño tamaño de un enana blanca es responsable de una luminosidad muy escasa. Es la razón por la cual las enanas blancas forman un grupo aparte en el diagrama de Hertzsprung-Russel, bajo la secuencia principal. Sirio B Siendo poco luminosas, las enanas blancas, son muy difíciles de detectar, salvo las que se encuentran en la cercanía del Sol. En 1.844, el astrónomo alemán Friedrich Bessel se dio cuenta que la estrella más brillante del cielo nocturno, Sirio, no estaba perfectamente fija en el cielo, sino oscilaba ligeramente. Atribuyó este efecto a la presencia de otra estrella, poco luminosa, cuya atracción gravitacional influía sobre el movimiento de Sirio. Hubo que esperar el año1.862 para que el americano Alvan Clark, con mejores medios de observación, pueda tomar una imagen de este acompañante, Sirio B, la primera enana blanca que fue fotografiada. Después, aproximadamente 500 cuerpos de este tipo han sido detectados, lo que es muy poco comparado con el número total en nuestra Galaxia, estimado a una decena de miles de millones. La larga vida de una enana blanca Una vez nuestra estrella convertida en una enana blanca, su vida ya solo estará marcada por algunos cambios menores. Puesto que el astro no tiene más fuente de energía, su temperatura y luminosidad bajan. Su color pasa del blanco al rojo, luego, después de algunos miles de millones de años, ya solo emite muy débilmente en el dominio visible. Se vuelve entonces una enana negra. La estructura interna cambia también con el tiempo. Después del hundimiento inicial, las partículas son muy energéticas, los iones de carbono y oxígeno pueden moverse libremente. Pero con la reducción de la temperatura, estos iones pierden su libertad y se arreglan para formar una red cristalina. Los electrones por el contrario siguen desplazándose libremente a velocidades cercanas a la de la luz. El tamaño de la estrella no cambia más, ya que la presión de degeneración es independiente de la temperatura y puede sostener el astro para siempre. Una enana blanca se encuentra en el centro de la nebulosa planetaria de la hélice, observada aquí por el telescopio espacial Hubble. Crédito:NASA/NOAO/ESA/M. Meixner/T.A. Rector Un límite de masa Todas las enanas blancas no tienen el mismo tamaño. Cuanto más masiva es una enana blanca, más grandes son la presión y densidad requeridas para resistir a la gravedad, por lo tanto es más reducido el tamaño final. Pero la presión de degeneración de los electrones no puede soportar una masa arbitrariamente grande. En los años treinta, el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar puso de relieve a nivel teórico que solo eran capaces de resistir al colapso si su masa era inferior a 1,4 veces la del Sol. Teniendo en cuenta las pérdidas de materia por viento estelar, esto significa que una estrella ordinaria de la secuencia principal solo puede alcanzar el estado de enana blanca si su masa antes de su colapso final es inferior aproximadamente a ocho veces la del Sol.