Como bien dijo Pumba, el divertido jabalí de la película el Rey León, “las estrellas son bolas de gas quemándose a millones de kilómetros de la Tierra”. Suele creerse que son de fuego, y así las imaginaron los pensadores de la antigua Grecia, ¡pero no! Son enormes masas de gas que se encuentran en condiciones de altísimas presiones y temperaturas, y que recibe el nombre de plasma.
La pregunta de por qué brillan desveló a muchas personas a lo largo de la historia, hasta que nos dimos cuenta de que para comprenderlo teníamos que entender primero la naturaleza misma de la materia.
Todo lo que existe en el Universo, en la Tierra, incluso la materia que nos forma a nosotros mismos, está compuesto por elementos químicos: como el hidrógeno, el helio, el oxígeno, el carbono, etc (¡hasta la fecha conocemos 118 en total!). Cada elemento químico está constituido por pequeñas partículas llamadas átomos y éstos a su vez están formados por tres partículas básicas: electrones, protones y neutrones. El átomo más simple de todos es el del Hidrógeno (H), tiene un protón y un electrón, es el más abundante de todo el universo y el principal componente que forma a las estrellas.
Imagen del Sol capturada por el telescopio SOHO. Créditos: ESA/NASA.
En el interior de las estrellas la temperatura es tan grande (¡varios millones de grados centígrados!) que los átomos de hidrógeno en realidad están ionizados: el protón de su núcleo está separado de su electrón, formando una especie de “sopa” de protones y electrones que forman el plasma. Todas estas partículas están en un contínuo movimiento, totalmente caótico y a enormes velocidades, chocando permanentemente entre sí. Cuando los núcleos de H (es decir, los protones) colisionan, pueden formar el núcleo de un elemento más grande, el siguiente de la tabla periódica: el Helio (He), que se forma a partir de dos protones y dos neutrones. A este proceso se le llama fusión nuclear, ya que se funden núcleos de distintos elementos químicos para dar lugar a la formación de elementos diferentes y de mayor masa.
Y acá viene la cuestión: se necesitan cuatro núcleos de H, que tienen una masa conjunta de 4,0313 unidades de masa atómica, para formar un núcleo simple de He, cuya masa es un poco menor, de 4,0026 unidades en la misma escala. Observemos que el producto resultante de este proceso de fusión nuclear tiene una masa ligeramente menor a la de los materiales de partida, la diferencia es de tan solo 0,0267 unidades de masa atómica o el 0,7% de la masa inicial. Esta es una cantidad muy pequeña pero muy importante!
¿Dónde está la masa que falta? No puede haber desaparecido.
Esa masa faltante no se pierde sino que durante el proceso de fusión nuclear se transforma en energía radiante, en LUZ.
Esta transformación puede entenderse gracias a los importantes trabajos del físico Albert Einstein, quien expresó la equivalencia entre masa y energía a través de su famosa ecuación: E = mC2 (donde E es la energía, m es la masa y C es la velocidad de la luz). Con ella puede calcularse cuánta energía debe aparecer cuando una porción de materia se transforma durante este proceso. Esta ecuación representa la esencia de la ley de conservación de la materia, donde la materia está formada no solo por la masa sino también por la energía.
Por lo tanto, la transformación de hidrógeno en helio es el mecanismo más eficiente de generación de la energía en el interior de las estrellas y el motivo por el cual brillan.
A menudo, a los curiosos como nosotros nos suele ocurrir que al respondernos una pregunta, desde esa respuesta nos surgen muchas preguntas más. Veamos algunas de ellas.
¿Las estrellas brillan para siempre?
La respuesta es NO. Las estrellas nacen, brillan durante decenas o miles de millones de años, pero cuando su combustible se acaba, mueren. El combustible de las estrellas es toda la cantidad de hidrógeno con el que se formaron. Cantidades extraordinariamente grandes que escapan a nuestra imaginación.
Las estrellas más masivas que conocemos (llamadas de tipo O) llegan a tener entre 60 y 100 veces la masa de nuestro Sol. Son estrellas de alta luminosidad, lo que implica que tienen grandes reservas de hidrógeno pero que la gastan a un ritmo muy acelerado. Esto hace que tengan tiempos de vida de tan solo pocos millones de años. Las estrellas de tipo G, como el Sol, son estrellas de baja masa que consumen el combustible muy lentamente y pueden llegar a vivir 10.000 millones de años. Nuestro Sol ya ha vivido 5.000 millones de años, y se estima que se encuentra a la mitad de su vida.
¿Cómo será la muerte del Sol?
La forma en la que muere una estrella depende de un único parámetro: la cantidad de masa con que se formó, es decir, la cantidad de átomos de hidrógeno que tenga de partida. Las estrellas con masas mayores a 8 veces la del Sol, terminan sufriendo un colapso repentino y violento que genera una explosión conocida como supernova: este fenómeno es un evento astronómico de enorme importancia, pero no es lo que le ocurrirá a nuestro Sol.
Estrellas como la nuestra no colapsan de un día para el otro, sino que pasan por diferentes estadíos. Cuando el Sol haya consumido un 10% del hidrógeno, todo el helio generado quedará acumulado en el centro (o núcleo de la estrella) alcanzando el denominado “límite de Chandrasekhar-Shoemberg”, que es la forma científica elegante de decir que la estrella entrará en crisis. Mientras el núcleo se contrae por su propio peso, el exterior del Sol comenzará a expandirse. Las capas externas se alejarán tanto de la fuente de energía central que disminuirán su temperatura y cambiarán de color: el Sol va comenzará a enrojecerse. Esta es la etapa llamada de gigante roja.
¿Qué tan gigante? Lo suficiente como para que su tamaño llegue hasta la órbita de Mercurio, luego un poco más allá, hasta Venus, y ambos planetas terminen atrapados por el Sol. ¡El tercer planeta que sigue en proximidad al Sol es el nuestro!
¿Y la Tierra? ¿Qué nos pasará? Tenemos dos noticias: la buena es que el Sol va a crecer, pero no tanto como para tragarse a nuestro planeta. La mala es que la temperatura en la Tierra va a haber aumentado tanto durante todo ese proceso, que para ese entonces no existirá ningún rastro de vida, tal como la conocemos actualmente. Llegado a este punto, el Sol tiene los años contados (que todavía serán muchos). Con el paso del tiempo, todas las capas externas del Sol quedarán dispersas por el Sistema Solar y se convertirán en una nebulosa planetaria. Quedará a la vista el núcleo del Sol, compacto y brillante formado principalmente de carbono. En esta etapa no hay más reacciones nucleares, la estrella estará “muerta”. La enana blanca central (es el nombre que recibe el núcleo) se enfriará inexorablemente hasta convertirse en un objeto inerte y oscuro que vagará en el universo por siempre.
La Nebulosa de la Hélice (NGC 7293) es una nebulosa planetaria en la constelación de Acuario, a unos 680 años luz de distancia. El núcleo expuesto de la estrella (futura enana blanca) se observa en el centro de la imagen, las capas externas de gas que forman la nebulosa brillan a causa de la radiación remanente del núcleo. Es una estrella de tipo solar a la que se le calcula un tiempo de vida de 10.600 millones de años. Créditos: Hubble Space Telescope – NASA/ESA.
Un comentario final
Cuando dijimos que las estrellas no viven para siempre, eso puede causar un poco de tristeza, ya que esos hermosos puntos de luz que vemos brillar durante la noche, tarde o temprano, irán desapareciendo. Pero también la muerte de una estrella es el nacimiento de otras cosas importantes en el Universo. Y una de esas son nuevos elementos químicos que no existían dentro de la estrella en su comienzo. Realizar una descripción detallada de esto sería muy extenso y hasta complicado, pero vamos a decir tan solo que durante la vida “activa” de una estrella, en su interior se van formando, además del elemento helio que hemos mencionado, otros nuevos elementos, siempre por procesos de fusión nuclear y utilizando los núcleos de hidrógeno, es decir protones, como materia prima. Así se van creando átomos de litio, carbono, nitrógeno y oxígeno, hasta el hierro, siguiendo el orden de la tabla periódica. Cuales elementos y en qué cantidades se forman, depende del tamaño inicial de la estrella. Los elementos que le siguen al hierro necesitan temperaturas de fusión incluso más altas de la que existen en el interior de las estrellas y eso solo se logra en una explosión de supernova. La plata, el oro, el uranio, por mencionar algunos, se forman y son expulsados al espacio exterior durante esa explosión, y van a ir a formar parte, tal vez en algún remoto lugar del Universo, de algún nuevo planeta que comenzará a girara alrededor de alguna nueva estrella, y quién sabe!, tal vez algún día aparezca la vida sobre ese planeta. Esa es, precisamente, nuestra historia.
Fuentes:
¿Cómo nacen, por qué brillan y cuándo mueren las estrellas? J.J. Clariá. Editorial Comunicarte (2011).
An introduction to modern astrophysics. Carroll B. W., Ostile D. A. Pearson Education (2007).
Autora: Lic. en astronomía Nair Trógolo
