EL UNIVERSO: SU TAMAÑO Y COMPONENTES

El diagrama de Hertzsprung-Russell El diagrama de Hertzsprung-Russell Gracias a las medidas de magnitud absoluta y de temperatura de superficie, los astrónomos tenían una de las llaves de la comprensión de las estrellas. Al principio del siglo, Danois Ejnar Hertzsprung y el estadounidense Henry Russell descubrieron independientemente que existía una correlación muy fuerte entre magnitud absoluta y temperatura de superficie de las estrellas. Utilizaron los datos disponibles en la época y tuvieron la idea de trazar un diagrama que mostraba estas dos propiedades. Hertzsprung y Russell se dieron entonces cuenta de que la gran mayoría de las estrellas se colocaban sobre una gran diagonal, llamada secuencia principal, que iba de las estrellas frías y poco luminosas a las estrellas calientes y muy luminosas. Además de esta banda, aparecían otras tres reagrupaciones. Dos grupos se encontraban sobre la secuencia principal, en luminosidades más fuertes, el grupo de las gigantes y el de lassupergigantes. El tercer grupo estaba situado bajo la secuencia principal, en luminosidades más bajas, el de las enanas blancas. Estos cuatro grupos corresponden a etapas bien definidas de la vida de las estrellas. El diagrama de Hertzsprung-Russell. Trazando la magnitud absoluta en función de la temperatura de superficie de las estrellas conocidas, aparecen cuatro categorías de estrellas: la secuencia principal (de la que forma parte nuestro Sol), las gigantes, las supergigantes y las enanas blancas. Crédito: ESA El tamaño de las estrellas En 1.879, el físico austríaco Josef Stefan que se interesaba por la radiación de los cuerpos calientes descubrió que la energía total emitida por un objeto era proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta. Eso significaba, por ejemplo, que un cuerpo a 6.000 grados emitía 16 veces más energía que a 3.000 grados. Stefan también estableció una ley más general que daba la intensidad emitida por un cuerpo de superficie determinada a una cierta temperatura. Para los astrónomos, la ley de Stefan proporciona un medio relativamente simple de calcular el tamaño de una estrella, una vez determinadas su temperatura de superficie y su magnitud absoluta. Conociendo la temperatura de superficie de la estrella, se puede utilizar esta ley para calcular la luminosidad total emitida por una porción de superficie determinada. Basta entonces con comparar este resultado en la magnitud absoluta, emitida por el cuerpo en su conjunto, para obtener la superficie de la estrella, por lo tanto también su tamaño. Este método permitió obtener muy buenos resultados. En primer lugar mostró que las estrellas de la secuencia principal no tienen todas el mismo tamaño, pero presentan, sin embargo, una gama relativamente limitada. Las estrellas calientes tienen así 10 veces el tamaño del Sol, mientras que las estrellas frías sólo alcanzan una décima parte de este valor. Los otros grupos del diagrama de Hertzsprung-Russell presentan tamaños muy diferentes. Las gigantes tienen entre una decena y un centenar de veces el tamaño del Sol. Las supergigantes pueden por su parte ser mil veces más grandes que nuestra estrella. La enorme luminosidad de estas estrellas está pues vinculada a su dimensión. Por fin, las enanas blancas son generalmente un centenar de veces más pequeñas que el Sol, lo que les da un tamaño similar al de la Tierra y explica su escasa luminosidad. Movimiento y distancia de las estrellas Hasta la mitad del siglo XVIII, el estudio de las estrellas distintas al Sol era muy limitado. Al contrario de los planetas, que se desplazaban en el cielo donde algunos detalles eran visibles en un telescopio, las estrellas se mantenían perfectamente inmóviles y quedaban puntuales hasta en los mejores instrumentos. Su estudio se limitaba a medidas de coordenadas y al establecimiento de catálogos. Parecía en aquella época que estos objetos quedarían para siempre inaccesibles y fuera del campo de la ciencia. Edmond Halley El primer paso adelante fue realizado en 1.718 cuando, Edmond Halley,  —el descubridor del cometa— mostró que las estrellas no estaban fijas en el cielo. El astrónomo se había esforzado en medir la posición precisa de numerosas estrellas y en comparar sus resultados con observaciones más antiguas. Entonces se dio cuenta que ciertas posiciones no correspondían, lo que podía explicarse sólo si las estrellas concernidas se habían desplazado mientras tanto. El dogma de la inmutabilidad de los cielos perdía así la poca respetabilidad que le quedaba. Las estrellas no estaban fijadas sobre una inmensa esfera sino que podían libremente moverse unas con relación a otras. Desde la Tierra, esto se traducía por ligeras modificaciones de su posición en el cielo, del orden de un segundo de arco al año para las estrellas más próximas. La etapa siguiente consistía en determinar la distancia que las separaba de la Tierra. ¿ Se encontraban justo a los límites del sistema solar o mil veces más lejos o posiblemente un millón de veces más lejos? Se trataba allí de una cuestión fundamental ya que que se refería de manera más general al tamaño del Universo. ¿ Éste se limitaba al sistema solar o se extendía mucho más lejos? El método de la paralaje El primer método que los astrónomos desarrollaron para medir la distancia de las estrellas se basaba en medidas precisas de posición y en el fenómeno de la paralaje. Para comprender éste, puede hacer una experiencia muy simple. Colóquese a algunos metros de una pared. Alargue su brazo derecho, levante un dedo y observe su posición con relación a la pared. Desplace ahora su cabeza alternativamente hacia la izquierda y la derecha sin mover el brazo. La posición aparente de su dedo con relación a la pared debe cambiar. Este efecto, un cambio de la posición aparente de un objeto alejado debido a un desplazamiento del observador, se llama la paralaje. Los astrónomos tuvieron muy pronto que intentar utilizar la paralaje para medir la distancia de las estrellas. En efecto, si sustituimos su dedo por una estrella cercana y la pared por un fondo de estrellas muy distantes, se produce el mismo fenómeno. A causa de la revolución de la Tierra en torno al Sol, los observadores terrestres están en movimiento. La posición aparente de una estrella cercana con relación al fondo constituido por las estrellas más alejadas debe pues variar ligeramente. Si el pequeño desplazamiento angular es medible, se puede, a partir de algunos conocimientos geométricos calcular la distancia a la estrella. A causa de la revolución de la Tierra alrededor del Sol, la posición aparente de una estrella próxima con relación a las estrellas lejanas varía ligeramente. Midiendo el desplazamiento angular, podemos determinar la distancia a la estrella. Crédito: A. Heras La dificultad mayor para esta técnica reside en el hecho de que hasta las estrellas más próximas son muy distantes. Su paralaje, es decir el ángulo definido por su movimiento aparente, es extremadamente bajo. Es por eso que hubo que esperar al año1.837 para que fuera realizada una primera medida. Este año, el astrónomo alemán Wilhelm Bessel determinó que la estrella 61 Cygni presentaba una paralaje de un tercio de segundo de arco. Conociendo el valor del radio de la órbita terrestre, 150 millones de kilómetros, pudo calcular la distancia a la estrella, 100 billones de kilómetros, o sea 680.000 unidades astronómicas u once años-luz. Con este valor, los astrónomos tomaban por fin medida de la inmensidad de los espacios interestelares y del tamaño desdeñable del sistema solar con relación al Universo. Las observaciones de este tipo iban también a permitir calcular la luminosidad absoluta de las estrellas y comenzar a comprender mejor su verdadera naturaleza. El satélite de astrométria Hipparcos La principal limitación al método de la paralaje es la presencia de la atmósfera. De hecho, la turbulencia atmosférica deforma las imágenes del cielo e impone un límite a la precisión con la cual se puede medir la posición de una estrella, del orden de algunas fracciones de segundo de arco. A causa de eso, las medidas de distancia por el método de la paralaje sólo dan buenos resultados hasta un centenar de años-luz. La solución moderna para remediar este problema consiste en colocar un instrumento de observación más allá de la atmósfera terrestre. Es lo que se realizó con el lanzamiento, en 1.989, de un satélite de astrometría llamado Hipparcos. Quitados los problemas de turbulencia atmosférica, este pudo determinar la posición de las estrellas en milisegundos de arco y por lo tanto observar la paralaje hasta 1.500 años-luz del sol. La masa de las estrellas Las estrellas binarias Para esperar alcanzar una comprensión de la naturaleza y de la evolución de las estrellas, los astrónomos debían tratar de determinar un parámetro importante: su masa. Este es difícil de determinar porque ni las medidas de luminosidad ni el análisis espectral son de ninguna ayuda. La única solución es recurrir a la astrometría, la medida precisa de las posiciones estelares, y aplicarlo a lo que se llama sistemas binarios, es decir, pares de estrellas vinculadas por su atracción gravitacional mutua y en órbita una alrededor de la otra. Existe en el sistema solar una ley, llamada la tercera ley de Kepler, que conecta el tamaño y el período de cada órbita planetaria y que hace intervenir la masa del Sol. Esta ley puede generalizarse en todos los cuerpos en órbita, en particular a los miembros de un sistema binario. En lugar de la masa del Sol, es la masa total de la pareja la que cuenta. Así pues, si era posible medir por la observación el período y el tamaño de un sistema binario, bastaría con aplicar esta ley para poder calcular la masa total del par. Los astrónomos de los últimos siglos debían pues encontrar en el cielo estrellas binarias y medir su período y su órbita. Esto era desgraciadamente muy difícil en la práctica. El movimiento aparente de las estrellas es extremadamente lento, los períodos pueden alcanzar el centenar de años y podían ser necesarias varias generaciones de astrónomos para un estudio completo. Una vez medida la órbita aparente, era aún necesario deducir la órbita real. Allí aún aparecían dificultades ya que las órbitas están la mayor parte del tiempo inclinadas con relación a nuestra línea de objetivo, lo que falsea las estimaciones de dimensión. Cuando las observaciones iban bien, el método basado en la ley de Képler podía proporcionar la masa total de la pareja estelar. Para determinar la masa de cada estrella, no solamente el de la pareja, el astrónomo debía aún estudiar con más detalle el movimiento relativo de los dos miembros. Esto le permitía determinar la proporción de cada estrella en el total de la pareja y finalmente obtener la masa de cada cuerpo. Observaciones de la estrella doble Zeta Herculis (donde el período es de cerca de 34 años) entre 1.826 y 1.873. En la época, la paciencia verdaderamente era una virtud. Crédito: Camille Flammarion, Les Etoiles Doubles, Wikisource La masa de las estrellas Estudios de este tipo han sido realizados sobre numerosas estrellas. Primero revelaron que cada grupo del diagrama de Hertzsprung-Russell tenía propiedades diferentes. En la secuencia principal, el abanico de masa es bastante extenso, desde menos de una décima de la masa solar hasta varias decenas de veces ésta. Otros grupos tienen una gama más limitada. Las supergigantes son muy masivas, con valores del orden de 20 masas solares, mientras que las enanas blancas tienen una masa similar a la del Sol. La segunda conclusión importante de este género de estudio, es la puesta en evidencia de una relación entre la masa y la luminosidad absoluta (magnitud absoluta) para las estrellas de la secuencia principal: cuanto más masiva es una estrella, más brilla. Así, el parámetro principal que indica a las estrellas de la secuencia principal su posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell es la masa. Es ella, quien determina propiedades tales como la magnitud absoluta y la temperatura de superficie Esta relación entre masa y luminosidad es bastante natural. Cuanto más masiva es una estrella, más grande es el peso de sus capas externas. La presión en el centro del astro, que debe resistir este peso, debe ser más fuerte. En consecuencia, las reacciones nucleares se hacen a un ritmo más elevado, de ahí, una liberación de energía más intensa y una luminosidad superior.