4.1.- ESTRELLAS
Como hemos visto, la gravitación es el principal motor para crear estructuras e incrementar la complejidad
del Universo a grandes escalas. A medida que observamos escalas más y más pequeñas comprobamos que
su influencia disminuye. Otras fuerzas comienzan a predominar sobre la de atracción gravitatoria. Pero aún
le queda un importante papel: encender las estrellas y moldear los planetas. Ambos sucesos son,
obviamente, imprescindibles para la emergencia de la vida tal y como la conocemos.
El ciclo vital de las estrellas comienza con una inmensa y fría masa de materia interestelar gaseosa,
compuesta principalmente por moléculas de hidrógeno, el material más abundante del Universo. Llamamos
medio interestelar a todo tipo de materia en forma de gas y polvo que puede encontrarse dentro de una
galaxia entre sus estrellas. El material presente entre las galaxias se llama intergaláctico. Su temperatura
suele rondar los 10 K, unos 260º C bajo cero, y su densidad es de unas 1000 partículas/cm 3. Esta materia
interestelar es relativamente estable. Si una pequeña parte se contrae sobre sí misma por efecto de la
gravedad, comenzará a aumentar la atracción gravitatoria entre sus moléculas, que se incrementa a medida
que disminuye la distancia, pero al mismo tiempo aumentará también su temperatura y por tanto su presión
interna. Por lo general, la fuerza ejercida por la presión interna gana la partida a la gravitación y el gas se
vuelve a expandir.
No obstante, cuando la cantidad de gas que se contrae supera cierto umbral de tamaño, las cosas cambian.
El campo gravitatorio puede volverse lo bastante intenso como para ganar su pulso a la presión y la masa de
gas continuará contrayéndose. Esto puede iniciarse por inhomogeneidades locales que aumentan la
densidad de una gran masa de gas. Bien debido a anisotropías primigenias, a la dinámica de la galaxia o a
grandes explosiones (quásares, supernovas) cuyas ondas de choque comprimen la materia interestelar,
aumentando su densidad.
Para que se pueda iniciar este proceso de formación estelar, la masa típica de esas regiones en contracción
debe rondar las diez mil masas solares. Toda esta inmensa cantidad de gas comienza a colapsar sobre sí
misma pero a medida que se contrae, se rompe internamente en pequeños fragmentos. Estos fragmentos
continúan contrayéndose sobre sí mismos y fragmentándose a su vez, formándose pequeñas nubes de gas
que continuarán colapsando por separado. Finalmente la inmensa nube inicial de materia interestelar se
habrá descompuesto en innumerables fragmentos, cada uno con una masa de entre una y dos masas
solares. De cada uno de estos fragmentos nacerá más tarde una estrella. Sabemos que esto ocurre de esta
forma porque así lo indican los resultados de las simulaciones en las que se estudia la evolución de estas
nubes de gas y cuyos resultados se aproximan mucho a lo que se observa. Y porque las observaciones del
cielo nos muestran claramente que las estrellas más jóvenes, como es el caso del cúmulo de las Pléyades,
siempre se encuentran agrupadas. Lo mismo se observa en las actuales zonas de formación estelar, como la
nebulosa de Orión, donde se pueden apreciar cientos de estrellas recién formadas ocupando una zona
relativamente pequeña. Las estrellas siempre
nacen en partos múltiples.
Nebulosa de Orión, zona de formación estelar.
Cada una de esas nubes comienza a contraerse sobre sí misma. Todavía pueden sufrir alguna fragmentación
interior, que como veremos dará lugar a planetas. Conforme la nube se sigue colapsando, se va haciendo
más densa y caliente. En estos momentos su tamaño es de 600 veces el tamaño del Sistema Solar. Su
densidad ha aumentado a unas 50.000 partículas/cm3.
Cúmulo de las Pléyades, jóvenes estrellas que aún
conservan restos de su envoltura gaseosa
La nube sigue su contracción y el gas se va acumulando en el centro. Esto causa que la densidad y la
temperatura de la nube aumenten hacia la zona central. La estructura de la nube comienza a hacerse
esférica y en ella empiezan a diferenciarse dos zonas: el núcleo, con una densidad de un millón de
partículas/cm3 y una temperatura de 100 K, y la envoltura de gas. Cuando han transcurrido cien mil años,
debido a la contracción sufrida, el gas envolvente que era inicialmente transparente, se ha hecho más
denso, impidiendo que la luz se mueva libremente: se ha vuelto opaco. El calor emitido por el núcleo ya no
consigue escapar. El núcleo en contracción, que en estos instantes tiene un tamaño de dos veces el sistema
solar, comienza así a calentarse rápidamente.
Llegado un momento, la temperatura del núcleo es tan alta que la presión interna es lo suficientemente
elevada como para detener momentáneamente el colapso gravitatorio. El núcleo de gas condensado se
estabiliza con un tamaño igual al de la órbita de Júpiter, un octavo del tamaño del Sistema Solar. Esta
situación es estable, y si no hubiera más materia, el proceso se detendría aquí. No obstante, en esa zona tan
sólo se encuentra un 0.5% de la masa total de la nube en colapso. El resto está en la envoltura, que sigue
cayendo hacia el centro de forma continua, a modo de una pertinaz lluvia de material. Conforme cae más
materia en el núcleo, éste aumenta su masa y se intensifica su campo gravitatorio, haciendo que se
contraiga sobre sí mismo en mayor medida. Pero al mismo tiempo la enorme energía potencial de ese
material que cae desde enormes distancias, se convierte en energía cinética y luego en calor al incidir sobre
el núcleo, lo que contribuye a calentarlo aún más. Esto produce un proceso continuo de contracción y
calentamiento, causado por el material que sigue acretando el núcleo.
Cuando la temperatura del núcleo supera los 2000ºK, las moléculas de hidrógeno se rompen
repentinamente en dos átomos de hidrógeno libres. Este proceso endotérmico absorbe gran cantidad de
energía del entorno, enfriando el núcleo. Pero al disminuir súbitamente su temperatura, disminuye también
su presión interna. De repente la masa de gas se contrae hasta alcanzar un minúsculo tamaño tan sólo algo
mayor que el volumen del Sol. Sobre esta pequeña esfera continuará cayendo el resto del material de la
envoltura, siguiendo con el proceso contracción-calentamiento.
Llega un momento en que la temperatura es tan alta y la densidad tan elevada que los átomos pierden sus
electrones, convirtiéndose en núcleos atómicos desnudos. Pero desde el exterior poco es lo que se ve. Los
restos que quedan de la envoltura son todavía lo suficientemente densos y opacos para ocultar lo que ocurre
en su interior. Tan sólo la emisión de calor de la propia envoltura en forma de radiación infrarroja, debido a
que está siendo calentada por la radiación de la protoestrella hasta alcanzar varios centenares de grados,
consigue escapar al exterior. En la nebulosa de Orión se han podido observar varios objetos en el estado
descrito: densas y pequeñas nebulosas de gas, en el interior de la nebulosa principal, de un tamaño mil
veces mayor que nuestro Sol, con forma vagamente esférica y con una intensa emisión en el infrarrojo,
equivalente a una temperatura de unos 800ºC.
Finalmente, cuando la temperatura en el centro de la protoestrella alcanza el millón de grados, su corazón
entra en ignición y comienza a emitir descomunales cantidades de energía, calor y luz. El aumento de la
presión interna debido a esta fuerte emisión de radiación y energía es tal que la masa de gas deja por fin de
contraerse y se estabiliza su tamaño. Como dirían en Hollywood: ha nacido una estrella. En todo el proceso
se han invertido apenas diez millones de años.
4.2.- LUZ DE ESTRELLA
¿Pero por qué brillan las estrellas? ¿Cuál es el mecanismo por el cual su núcleo genera
esas enormes cantidades de energía y radiación? La primera explicación sobre por qué
brilla el Sol la dio el filósofo griego Anaxágoras en el siglo V a.C. Imaginó que el Sol
era una enorme esfera hecha de hierro al rojo vivo volando sobre la Tierra. ¿Por qué
hierro al rojo vivo? Había estudiado los meteoritos y sabía que caían a la Tierra como
fragmentos de hierro terriblemente calientes. Tuvo la oportunidad de examinar uno en
Tracia, en lo que hoy es Turquía. Anaxágoras pensó que estos meteoritos debían ser
fragmentos del Sol. Supuso que tanto el Sol como las estrellas eran bolas de hierro
incandescente. A partir de la hipótesis (sic, por si alguien aun lo duda) de que la
Tierra era plana, y usando simple trigonometría, calculó que la altura del Sol sobre la
Tierra era de 6.400 km y su diámetro de 56 km.
Hasta el siglo XIX, con el nacimiento de la termodinámica, no pudo avanzarse demasiado en la comprensión
del funcionamiento de las estrellas. En aquella época ya se tenía una buena estimación de la distancia,
tamaño y masa reales del Sol. Entonces, recién empezada la revolución industrial, la fuente de energía más
común era el carbón. Su combustión, una reacción química, producía una poderosa emisión de energía. Los
físicos de la época pensaron que tal vez una reacción química del mismo tipo, una combustión de alguna
clase de material, pudiera ser la fuente de energía del Sol. Pero cuando realizaron unos sencillos cálculos,
tuvieron una desagradable sorpresa: si todo el Sol estuviera compuesto por carbón ardiendo, su combustión
no podría durar más de cien mil años. Esta edad era a todas luces demasiado breve comparada con las
escalas de tiempo que requería la ciencia de la geología, que era de miles de millones de años.
Pero si la fuente de energía del Sol no era una reacción química, ¿qué era? El físico escocés John Waterston
pensó que la fuente de energía del Sol era la gravitación. La única fuente alternativa de energía que existía
para la ciencia de la época. Pensó que el Sol se podría mantener caliente si estuviera continuamente
bombardeado por meteoritos que cayeran sobre él desde el espacio. La idea era ingeniosa y tenía base
científica en el mismo mecanismo que describimos en el apartado anterior: la materia que cae desde una
gran distancia convierte su energía potencial en energía calorífica. Sin embargo presentaba una importante
pega: no hay bastantes meteoritos para justificar la enorme emisión de energía del Sol.
No obstante, esta idea fascinó al físico británico William Thomson, uno de los
principales científicos de su época, que más tarde recibiría el título de Lord Kelvin.
Fue él quién se puso a trabajar a fondo en la idea y la desarrolló, convirtiéndose en
su principal defensor. Lord Kelvin, el físico alemán Hermann Hemholtz, y el propio
Waterston, de forma independiente, mejoraron la idea original de los meteoritos
impactando sobre el Sol y propusieron un mecanismo menos violento por el cual el
Sol podría obtener energía del campo gravitatorio de forma suave y continua. Una
nube de gas en contracción gradual, encogiéndose sobre sí misma por su atracción
gravitatoria, permitiría convertir la energía potencial gravitatoria en calor y radiación
al ritmo adecuado. ¡Una sorprendente idea, que coincide con lo que realmente
ocurre en las fases iniciales de la formación de las estrellas! Este es de hecho el
mecanismo mediante el cual las estrellas consiguen alcanzar la suficiente
temperatura para encenderse. Pero, desde luego no es la explicación definitiva.
Mediante este sistema podía alargarse la edad del Sol. La contracción gravitatoria permitía una emisión
continua de radiación que podría durar hasta incluso unos veinte millones de años. Pero de nuevo, las
diferentes ramas de la ciencia entraban en conflicto. La geología necesitaba tiempos mucho mayores, miles
de millones de años, para poder explicar las diferentes estructuras que se observan en la Tierra. La biología
tenía asimismo requerimientos similares. Darwin, contemporáneo de Kelvin, había publicado ya su libro "El
origen de las especies". Para que pudieran llevarse a cabo los lentos cambios que requería la evolución eran
también necesarios varios miles de millones de años. Kelvin rechazó duramente las necesidades de estas
ciencias y las ridiculizó, criticando sus métodos y deducciones. Comenzó un encarnizado debate entre el cielo
y la tierra que se prolongó a lo largo de todo el siglo XIX.
Hubo que esperar hasta principios del siglo XX, para que el descubrimiento de la radiactividad natural diera
la pista definitiva sobre el origen de la energía solar. Las misteriosas y energéticas desintegraciones de los
átomos llevó poco a poco a la toma de conciencia de que en el interior atómico podía haber otras fuentes de
energía tan poderosas, si no más, que la energía química. ¿Podían estar ocurriendo en el interior solar
procesos análogos a las desintegraciones nucleares observados en los laboratorios?
Así lo pensó sir Arthur Stanley Eddington, que dio en 1920 el paso definitivo en la
dirección de un origen nuclear de la energía solar. Eddington sabía que el helio y el
hidrógeno eran los elementos más abundantes del Sol, tal y como lo revelaba el
análisis del espectro solar. En aquella época se pensaba que los núcleos atómicos
estaban compuesto de protones, es decir, de átomos de hidrógeno. Justo por aquel
entonces Rutherford comenzaba a esbozar la posibilidad de que en el núcleo de los
átomos hubiera otro tipo de partícula, el neutrón, pero éste no se descubrió hasta
1932. Por ello, Eddington, y los científicos de su época pensaba que el núcleo de
helio estaba formado por cuatro núcleos de hidrógeno.
Eddington sabía que el núcleo de helio pesaba "casi" cuatro veces lo que un núcleo
de hidrógeno. Y sabía también que la teoría de la Relatividad de Einstein predecía que masa y energía son
dos estados de la misma cosa. Podían convertirse una en la otra a través de su famosa ecuación E = mc 2.
Eddington pensó que esa diferencia de pesos, ese "casi", era la clave de todo. Cuando se juntan cuatro
núcleos de hidrógeno y se sintetiza un átomo de helio, una parte de la masa, "casi" el 1%, se pierde. Esa
materia que desaparece lo debía hacer convirtiéndose en energía de acuerdo con la teoría de Einstein. Esa
energía tenía que ser la que recibimos del Sol. La fuente de energía del Sol debía de ser la fusión de núcleos
de hidrógeno para formar el helio.
4.3.- ESTRELLAS GIGANTES
Y ENANAS
Hoy sabemos que, con matices, ese es exactamente el mecanismo que funciona en el interior del Sol y de la
mayoría de las estrellas. Las reacciones nucleares producen una inmensa cantidad de energía a partir de una
pequeña cantidad de masa. Considerando la masa total del Sol, podemos a un ritmo muy sosegado generar
una increíble cantidad de energía. Esto permitió alargar las estimaciones de la edad del Sol, haciéndolas
compatibles con la geología y la biología terrestres. Hoy día se piensa que la edad del Sol es de 4.600
millones de años y que todavía le queda combustible para arder 6.000 millones de años más. El cielo y la
tierra están en paz.
Pero esos matices que hemos mencionado son realmente importantes, sobre todo para la aparición de vida.
Las reacciones de fusión nuclear que ocurren en el interior de las estrellas son el mecanismo responsable de
la generación de elementos químicos más pesados que el berilio. Como vimos, ese era el gran "fallo" del
modelo del Big Bang de Gamow, donde el elemento más pesado que se podía sintetizar era el berilio. Hoyle,
enemigo de ese modelo y partidario de un estado estacionario sin instante inicial, perfeccionó las ideas
básicas de la nucleosíntesis para buscar la forma de producir los elementos en el interior de las estrellas.
Con su trabajo consiguió describir con gran detalle la cadena de reacciones que tienen lugar en las
diferentes fases de la evolución de una estrella.
Una vez que el núcleo de una estrella alcanza los 10 millones de grados, la energía cinética de los núcleos
de hidrógeno es lo suficientemente alta como para vencer la mutua repulsión eléctrica que sufren.
Recordemos que los núcleos de hidrógeno tienen carga positiva y las cargas iguales se repelen. A partir de
ese momento, en las colisiones a gran velocidad y prácticamente frontales, los núcleos pueden acercarse lo
suficiente como para que la interacción nuclear los atraiga y mantenga unidos. Dado que su fuerza de
atracción es mayor que la repulsión eléctrica, esta unión constituye un núcleo más pesado compuesto por
dos protones. Esta situación es inestable energéticamente y se resuelve con la desintegración de uno de los
protones en un neutrón, expulsando un neutrino electrónico y un positrón. El neutrino y el positrón escapan
y lo que queda es un núcleo de deuterio. Este núcleo de deuterio pueden colisionar con otro protón y se
formará un núcleo de He3, que sí es estable, y emite energía en forma de fotón de rayos gamma. Por último
la colisión de dos núcleos de He3 permite la formación de un núcleo de helio (He4), liberándose dos protones.
En resumen, a partir de cuatro protones hemos sintetizado un núcleo de helio y hemos conseguido energía a
cambio. Esta serie de reacciones se conoce como cadena protón-protón y es la principal reacción que tiene
lugar en nuestro Sol.
Reacciones de la cadena protón-protón
Pero existe otra alternativa para conseguir helio y energía a partir de cuatro protones. Es el ciclo CNO, y es
el principal mecanismo de fusión de hidrógeno para las estrellas más masivas cuyo núcleo está a una
temperatura mayor que 15 millones de grados. En nuestro sol también se da el ciclo CNO aunque en una
proporción muy baja. Para que este proceso aparezca es indispensable la existencia previa de núcleos de
carbono-12, que actúan como catalizadores del proceso, y que tras la síntesis del helio vuelven a quedar
como al principio.
El núcleo de carbono absorbe un protón y se convierte en un núcleo de nitrógeno-13, emitiendo al mismo
tiempo un fotón de rayos gamma. Este núcleo es inestable, por lo que un protón del núcleo se desintegra en
un neutrón, emitiendo un neutrino y un positrón, y convirtiéndose en un núcleo de carbono-13.
Nuevamente, el carbono-13 absorbe un protón y emite un fotón de rayos gamma, y se convierte en un
núcleo de nitrógeno-14 estable. El nitrógeno vuelve a absorber un protón del entorno, emitiendo un fotón
gamma, y se convierte en oxígeno-15, que de nuevo es inestable. Debido a ello, un protón se desintegra en
un neutrón, emitiendo otra vez un neutrino y un positrón, y el núcleo pasa a convertirse en uno de
nitrógeno-15. Finalmente, el nitrógeno-15 vuelve a absorber otro protón. La inestabilidad en este caso es
tan alta que el núcleo se desintegra, expulsando un núcleo de helio completo y convirtiéndose en carbono12, como al principio. Al final del proceso, el resultado neto es que cuatro protones se han convertido en un
núcleo de helio, como ocurría con la cadena protón-protón.
Reacciones del ciclo CNO
Aunque por lo general ambas reacciones coexisten, mientras haya carbono en la estrella, siempre hay una
que domina sobre la otra. El que funcione de forma mayoritaria una u otra depende de la temperatura del
núcleo estelar. Y en última instancia de su masa. De todas maneras, la consecuencia es la misma: convertir
poco a poco el hidrógeno en helio, liberando energía. Esto es lo que ocurre durante la mayor parte de la
vida de la estrella.
Llega un momento en que la concentración de helio es demasiado alta. A medida que ha pasado el tiempo,
el helio, que es más pesado, se ha ido acumulando en el centro del núcleo de la estrella. Cuando su
concentración en el centro se ha hecho muy alta, el helio comienza a interferir en las colisiones entre los
núcleos de hidrógeno, disminuyendo de forma considerable el número de fusiones en esa zona central,
pudiendo incluso detenerse. La estrella sufre un envenenamiento por helio. Debido a esta disminución de las
reacciones nucleares, la presión interna disminuye y la estrella se contrae. Esto aumenta la temperatura y
estimula así la fusión del hidrógeno en una capa rodeando al núcleo de helio. El núcleo, por su parte,
continúa contrayéndose y el helio sigue acumulándose allí.
Esta nueva capa de hidrógeno en combustión no tiene que soportar tanto peso como la anterior y la presión
de la radiación hace que las capas exteriores de la estrella comiencen a expandirse y como consecuencia de
su aumento de superficie, a enfriarse. En esta fase la estrella alcanza dimensiones muy grandes y
temperaturas superficiales muy bajas. Se ha convertido en una gigante roja. En el caso del Sol, puede
alcanzar un tamaño tan grande como la órbita de la Tierra o quizás mayor incluso.
A partir de aquí, el destino de la estrella puede tomar varios caminos dependiendo de su masa. Si la estrella
tiene poca masa, menos que el Sol, el núcleo permanecerá inactivo y la combustión del helio sólo tendrá
lugar en la capa que lo rodea. Pero la estrella, una gigante roja, tiene muy extendidas sus capas exteriores.
Su densidad es extremadamente baja y la energía que emite la capa activa es suficiente para evaporarlas.
Poco a poco, los chorros de energía provenientes del interior irán "pelando" a la estrella de toda su
envoltura. Alrededor de la estrella se formará lo que se conoce como una nebulosa planetaria. Cuando
finalmente sólo quede el núcleo desnudo, la estrella abandonará la fase de gigante roja para dar origen a un
objeto extremadamente denso llamado enana blanca, concretamente una enana blanca de helio. Reciben el
nombre de enanas debido a su pequeño tamaño y blancas debido a la enorme temperatura a la que se
encuentran.
Si la estrella tiene una masa similar al Sol, la contracción del núcleo de helio conseguirá aumentar su
temperatura hasta superar más de cien millones de grados. Cuando esto ocurre, los núcleos de helio pueden
fusionarse entre sí, a través de un proceso llamado triple-alfa, y dar lugar a una nueva tanda de reacciones
nucleares. El proceso triple-alfa consiste en la fusión de tres núcleos de helio (llamados también en física
nuclear partículas alfa) para dar uno de carbono-12. El proceso ocurre en dos pasos: dos núcleos de helio se
fusionan para crear uno de berilio-8 extraordinariamente inestable, emitiendo energía y luego un tercer
núcleo de helio debe conseguir colisionar con el berilio antes de que se desintegre, para producir carbono-12
junto con más energía. Esta nueva reacción nuclear vuelve a estabilizar el núcleo de la estrella evitando su
colapso.
Reacciones de la cadena triple alfa
Si la estrella no tiene más masa, ocurrirá algo similar al caso anterior. Poco a poco el carbono se irá
acumulando en el centro, envenenando las reacciones nucleares. En cuanto las reacciones en el interior de
la estrella cesen, la estrella se contraerá. Esto aumentará su temperatura en el interior, lo que provocará
que el helio se empiece a fusionar en una capa alrededor del núcleo. A su vez, el hidrógeno se seguirá
consumiendo en una capa alrededor de la capa de helio.
Al igual que en el caso anterior, las capas exteriores de la estrella se evaporarán, enriqueciendo el medio
interestelar con su aporte de carbono, y se formará una enana blanca. En este caso la enana blanca
resultante estará compuesta por helio y carbono. Por lo general, la fase de enana blanca es la última fase en
la evolución de la mayoría de las estrellas.
4.4.- MANÁ DE ESTRELLAS
La evolución de las estrellas no acaba con el repertorio anterior. Si la estrella sigue conservando suficiente
masa, la contracción del núcleo volverá a calentarlo hasta elevarlo a una temperatura más alta, dando
comienzo a una nueva etapa de reacciones de fusión. Y esto puede ocurrir varias veces. Hasta qué punto
llegará esta cadena de sucesivas contracciones y nuevas reacciones de fusión para una estrella particular
dependerá exclusivamente de la masa de la misma. En la siguiente imagen mostramos todas las reacciones
que tendrán lugar en las estrellas más masivas:
Cada una de las sucesivas etapas dura menos que la anterior, por lo que el paso de un tipo de combustión
en el núcleo al siguiente cada vez es más acelerado.
De esta manera se generan elementos más pesados a través de la fusión de los más ligeros en el interior de
las estrellas. Se trata del mecanismo de Hoyle. Las estrellas son el medio mediante el cual se generaron
elementos más pesados, a partir del hidrógeno primordial con el que el Big Bang llenó todo el Universo. Es
posible gracias a que, cuando se fusionan elementos más ligeros, el elemento más pesado que se forma
pesa menos que la suma de sus componentes. Esa diferencia de masa, que se emite al exterior como
energía radiada, es lo que les da estabilidad. Este mecanismo nos muestra cómo podemos aumentar la
complejidad, nuclear en este caso, a través del efecto de la presión, debida a la gravedad, y temperatura,
que dota a los núcleos de la suficiente velocidad para vencer la mutua repulsión. La nucleosíntesis estelar es
el principal motor de la evolución química del Universo.
Pero este proceso de creación de núcleos más pesados mediante fusión termina en el hierro. Como vimos a
mitad del capítulo anterior, en el apartado "Fusión", el hierro es el elemento más estable. Ya no podemos
unir núcleos de hierro para formar otro más pesado, produciendo energía. La unión de núcleos de hierro no
dan otro elemento más ligero que la suma de sus componentes, como ocurría antes, sino más pesado. Y
para poder hacerlo necesitamos suministrar energía, que el proceso de fusión absorbe. Por tanto, el proceso
termina en el hierro. El hierro es el final del camino de la fusión nuclear estelar. Una conclusión muy al gusto
de Anaxágoras.
¿Pero entonces, cómo aparecieron los elementos más pesados que el hierro, como el oro o el uranio?
Cuando el silicio ha pasado a hierro, las reacciones nucleares en el centro cesan, como ocurría con las
etapas anteriores. El núcleo deja de emitir radiación, se enfría y la estrella se contrae de nuevo. Al
contraerse, el núcleo de la estrella se calienta lo suficiente para fusionar entre sí los núcleos de hierro. Pero
ahora este es un proceso endotérmico, que no emite energía sino que la absorbe. Esto hace que el núcleo
se enfríe más y más. El hierro se comporta así como una esponja que absorbe toda la energía calorífica
generada por la gravitación durante el colapso. La presión interna disminuye de forma brutal y el colapso
gravitatorio de la estrella se hace imparable. La estrella se derrumba bajo su propio peso hasta chocar con el
núcleo de hierro. Cuanto más cerca del núcleo está la materia, más deprisa cae. Las capas interiores son las
primeras en sufrir ese tremendo choque con el núcleo. Cuando esto ocurre, el material "rebota"
violentamente hacia arriba, expandiéndose rápidamente, y colisionando con las capas exteriores que siguen
cayendo. La energía gravitatoria liberada por esta explosión revienta literalmente a la estrella, dando origen
a una supernova.
Pero la explosión supernova no significa la desaparición de una estrella. De la supernova, aparece un nuevo
miembro de la familia estelar: la estrella de neutrones. Si después de la explosión supernova, cuando la
mayor parte del gas de la estrella ha sido expulsado de forma violenta, la masa que permanece en el núcleo
es superior a 1,44 veces la masa solar (el llamado limite de Chandrasekhar), éste termina en una estrella de
neutrones. El rápido colapso del núcleo de la supernova aprisiona los protones y electrones que se combinan
formando neutrones, y convirtiendo a ese núcleo en un remanente estelar formado solamente por
neutrones. La densidad de esta estrella es similar a la existente en el núcleo atómico, es decir 1015 grm/cm 3
(un balón de fútbol hecho de este material pesaría 1012 kg) y su tamaño suele ser tan solo de unos 10 km
(600 veces menor que la Tierra). Lo que es realmente notable en estas estrellas es su campo magnético y
su rotación. Una estrella de neutrones puede girar en torno a sí misma varios cientos de veces por segundo,
una velocidad extraordinaria comparada con la de nuestro Sol que completa una rotación en 27 días. Por
tener un tamaño tan pequeño, el campo magnético es muy intenso, billones de veces superior al terrestre.
Estas dos propiedades –rápida rotación e intenso campo magnético- hacen que estos pequeños y pesados
cuerpos celestes se manifiesten ostensiblemente: son los llamados púlsares. Se caracterizan por emitir
pulsos en longitudes de onda típicas de la radio (cm) con una extrema precisión. Los primeros de estos
pulsos fueron detectados por Bell y Hewish desde el Observatorio de Cambridge. El campo magnético de la
estrella de neutrones acelera los electrones alrededor de la misma, haciendo que éstos emitan energía, a
longitudes de onda centimétrica (aunque también es posible en rayos-X y gamma), muy confinada en haces
o “beams”. La emisión también gira con la estrella y solamente nos llega cuando la dirección de emisión
apunta a la Tierra, de ahí la extrema precisión en los pulsos. Uno de los púlsares con mayor rotación es el
de la Nebulosa del Cangrejo, nebulosa que procede de una explosión de supernova que ocurrió en el 1054.
Aún tenemos otra posibilidad más espectacular de parto vía supernova. Si la masa del nucleo estelar es
incluso mayor que 1.44 veces la masa solar, lo que se obtiene tras la supernova en lugar de una estrella de
neutrones es un agujero negro. En ellos la gravedad de este objeto es tan alta, que la luz no consegue
escapar.
La explosión de una supernova es uno de los acontecimientos más violentos del Universo. La explosión es
tan intensa que en menos de un segundo la estrella moribunda emite más energía que todas las estrellas de
la galaxia juntas, alcanzándose temperaturas inalcanzables de otra forma, excepto durante el Big Bang. Su
energía es tan alta que, durante la colisión de las capas internas en expansión con las externas en colapso,
el material en colisión es forzado violentamente a fusionarse, generándose toda clase de núcleos atómicos,
hasta los de los elementos químicos más pesados. La propia explosión esparce el material de la estrella por
el espacio, fecundando el medio interestelar con su aporte de elementos más pesados que el hidrógeno y el
helio. El Sol es una estrella de tercera generación. Han sido necesarias varias explosiones de supernovas
para que el medio interestelar se enriqueciera lo suficiente de elementos pesados como para permitir la
formación de sistemas solares como el nuestro con planetas rocosos como la Tierra y de moléculas
compuestas por carbono, nitrógeno y oxígeno, como las de nuestro cuerpo. Todos los átomos que nos
componen a nosotros y a todos los seres vivos del planeta se formaron en el interior de viejas estrellas ya
muertas. Parafraseando a Hoyle: "estamos hechos de polvo de estrellas". En un sentido literal, somos hijos
de las estrellas.
La explosión de las supernovas tiene un efecto adicional: la onda de choque que provoca la explosión puede
comprimir el gas interestelar lo suficiente como para aumentar su densidad, haciendo que comience a
colapsar sobre sí mismo e iniciándose así una nueva tanda de formación estelar. La muerte de una estrella
puede provocar el nacimiento de otras. Como si de seres vivos se trataran, las estrellas nacen, crecen,
mueren... y se reproducen.
4.5.- CLASIFICACION DE LAS
ESTRELLAS
Bajo un cielo estrellado las musas poseen a los poetas. Pero la curiosidad humana no se resiste a cuestiones
más peregrinas como contar y clasificar las estrellas. Hiparcos fue el primer astrónomo de la antigua Grecia
que enumeró las estrellas en función de su luminosidad o brillo. Llamó a las 20 estrellas más brillantes que
pudo ver a simple vista, de primera magnitud. A las siguientes en brillo, las denominó de segunda magnitud,
y así sucesivamente. Hoy en día los astrónomos siguen utilizando este particular sistema de magnitudes para
determinar cuánto brilla un objeto en la esfera celeste. Aunque lo que Hiparco describió basándose en la
simple observación, hoy día se ha sistematizado mediante esta bonita ecuación: m = -2.5 log(I). Siendo m la
magnitud e I la intensidad de la estrella respecto a Vega, estrella que se toma como patrón de magnitudes.
La mayoría de las estrellas más brillantes del firmamento corresponden a lo que denominan brillo de primera
magnitud. Las más débiles, pero aun así detectables a simple vista, son de sexta magnitud. Estas estrellas
brillan 100 veces menos que las de primera magnitud. Con prismáticos se pueden observar estrellas de
brillos de hasta magnitud 8 y 9. Cada vez que aumentamos una unidad en la magnitud, estamos indicando
que el brillo del objeto es 2,5 veces inferior a la magnitud anterior. Los objetos más tenues visibles al
telescopio alcanzan magnitud 26. Desde luego existen objetos en el cielo de magnitud menor que 1, es
decir, más brillantes. Para indicarlo se emplean números negativos. Así, la estrella más brillante del
firmamento es Sirio, de magnitud -1,46. El planeta Venus en su máximo esplendor alcanza -4,5 y la Luna
llena -12.5. ¿Y los satélites artificiales de órbitas relativamente bajas? Su luminosidad media ronda la
magnitud 5, es decir son observables a simple vista. Sin embargo algunos como la Estación Espacial
Internacional alcanzan magnitud -1, casi como Sirio.
Un parámetro que caracteriza muy bien a una estrella es su luminosidad. La luminosidad mide la cantidad
total de energía que emite una estrella cada segundo. De forma muy aproximada, podemos esperar que una
estrella más masiva y más grande emitirá más radiación. Entonces, nos encontramos con dos parámetros
observables para cualquier estrella: temperatura y luminosidad. Ambos dependen, como poco, de la masa y
del radio de la misma. Con cierto optimismo, uno podría esperar cierta relación entre luminosidad y
temperatura superficial de la estrella, y ¡la Naturaleza nos ha regalado tal relación!! Si tomamos una muestra
de estrellas de cualquier región del cielo y en un diagrama luminosidad - temperatura dibujamos su posición,
en vez de estrellas dispersas de forma desordenada, observaremos un patrón muy interesante. Se trata del
conocido diagrama de Hertzsprung-Russell.
La mayoría de las estrellas caen en una banda diagonal que cruza el diagrama de la esquina superior
izquierda (mayor luminosidad y mayor temperatura, o mayor brillo y más azules) a la inferior derecha
(menor luminosidad y menor temperatura, o menor brillo y más rojas). Esta banda se llama Secuencia
Principal y las estrellas en ella presentan una clara relación entre luminosidad y temperatura. Las estrellas
disfrutan la mayor parte de su vida en esta “tranquila” banda, siguiendo pautas de buen comportamiento.
Estrellas popularmente conocidas en esta secuencia son, comenzando por el extremo superior izquierdo, por
ej. Spica, Regulus, Algol, Mizar, Vega, Castor, Sirius, Altair, Sol, Alfa Centauri, Estrella de Barnard y Próxima
Centauri.
Luminosidad, temperatura y radio son función de la masa en la forma: L~M 3, T~M0.5 y R~M0.5. Una estrella
permanecerá en la secuencia principal hasta que su combustible se agote. O lo que es lo mismo, hasta que
haya consumido gran parte de su propia masa. Resulta que ese tiempo es Mc 2, es decir, L-1.5. Así que las
estrellas más luminosas abandonan la secuencia principal antes.
Analizando este diagrama vemos también que hay algunas estrellas se agrupan en otras zonas o lóbulos
caracterizadas por:
(i) Una alta temperatura y una luminosidad (o magnitud pequeña) y por
(ii) una baja temperatura superficial y una luminosidad considerable (dada su fría temperatura).
A las estrellas poblando esa región del diagrama se les llama enanas blancas y gigantes (e incluso
supergigantes) rojas, respectivamente. Sirio B y Procyon B serían enanas blancas, mientras que Betelguese,
Antares, Mira, Aldebarán, Arturo y Pollux son gigantes y supergigantes rojas.
4.6.- EL MEDIO
INTERESTELAR
Antes de las primeras explosiones de supernovas, el medio interestelar estaba compuesto solamente por
hidrógeno y helio. A medida que se fue enriqueciendo con elementos químicos provenientes de las estrellas,
su composición fue cambiando hasta la actual. Este enriquecimiento ha hecho posibles reacciones químicas
en el medio interestelar que resultan muy interesantes para esclarecer el origen de la vida.
El medio interestelar ocupa el 99% del volumen de la galaxia, aunque su masa es aproximadamente el 20%
de la masa de la galaxia, si excluimos la materia oscura no bariónica. De ese medio interestelar, el 99% es
gas, con una densidad de aproximadamente un átomo/cm 3. Ese gas, como ya sabemos, es hidrógeno en un
75% de su masa, y casi el 25% restante es helio. Tan sólo unas pequeñas trazas muy inferiores al 1% se
deben a otros átomos distintos. El otro 1% del medio interestelar es polvo mezclado con el relativamente
abundante gas. Se trata de minúsculas partículas hechas de silicato, carbono, agua helada o compuestos de
hierro, con formas irregulares y un tamaño menor a una micra. Se le podría considerar más bien una especie
de hollín. El origen exacto de este polvo no se conoce con absoluta certeza, aunque es casi seguro que se
debe al material eyectado por las estrellas en las últimas fases de su vida. Este gas expulsado, rico en
metales y elementos pesados, se condensa al enfrentarse al frío del espacio para formar granos de polvo,
que más adelante desempeñan un papel determinante en la construcción de los planetas.
Casualmente, el tamaño típico de los granos de polvo coincide con la longitud de onda de la luz azul (es
decir, entre 0.3 y 0.4 micras). Cuando la luz de las estrellas, en su camino hacia nosotros, atraviesa
nebulosas con polvo, las partículas de polvo hacen que ésta se disperse. Pero no se dispersan de igual
manera todas las longitudes de onda. La longitud de onda correspondiente al color azul es la que más sufre
la dispersión, debido precisamente a esta coincidencia. Mientras que la roja, en el otro extremo del espectro
luminoso visible a nuestros ojos, es la que menos lo sufre. Por ese motivo, cuando vemos una nebulosa con
polvo, solemos verla con un color rojizo. Es lo que se conoce por enrojecimiento interestelar, que no tiene
nada que ver con el corrimiento hacia el rojo que explicamos en el primer capítulo. Sin embargo, si la luz de
la estrella incide en la nebulosa formando un ángulo más o menos recto respecto a nosotros, veremos
principalmente la luz dispersada, por lo que la nebulosa se verá de color azulado.
Además de estos dos casos, podemos ver a estas nebulosas de otras dos maneras: si la nebulosa es muy
densa, puede impedir por completo que la luz pase a través suyo y lo que veremos en ese caso será una
mancha oscura al contraluz. Es lo que se conoce como una nebulosa oscura. También puede ocurrir lo
contrario: una estrella ilumina la nebulosa en dirección contraria a nosotros y la nebulosa refleja su luz hacia
nosotros. Esto es una nebulosa de reflexión. En la siguiente imagen podemos encontrar varios tipos de
nebulosas.
En el centro de la imagen, en rojo, NGC1999, una nebulosa en Orión. Justo sobre ella, en negro, la Nebulosa del Caballo,
una nebulosa oscura. Casi en el centro de la foto, en color azul, una nebulosa de reflexión, con la estrella delante de ella.
En cuanto al gas, que constituye la parte más abundante del medio interestelar, lo podemos encontrar en
distintos estados:
(a) Primero tenemos el gas coronal, emitido por las estrellas mediante el viento solar, la expulsión
de su envoltura o las explosiones de supernovas. Este gas forma gigantescas burbujas centradas en
la estrella de la que parten y ocupan la mayor parte del volumen del medio interestelar. Es un gas
muy caliente aunque muy tenue.
(b) Tenemos las también calientes regiones HII, compuestas principalmente de hidrógeno ionizado.
Su masa, en proporción al total de la materia interestelar, es prácticamente despreciable. Se dan
alrededor de las zonas de formación estelar, cerca de estrellas jóvenes recién formadas y muy
calientes. Justamente su radiación ultravioleta es la encargada de ionizar el hidrógeno. La ionización
del hidrógeno hace que éste emita luz al volver a capturar su electrón, al recombinarse, por lo que
resultan nebulosas muy espectaculares.
(c) Luego están las regiones HI, compuestas en su mayor parte por hidrógeno no ionizado, es decir,
en forma de átomos o moléculas de hidrógeno (H2). Es un gas frío, entre 30 y 100 K y bastante
abundante. Constituye aproximadamente la mitad de la masa total del medio interestelar.
(d) Y por último, tenemos las nubes de moléculas gigantes, nubes de pequeño tamaño pero con
mucha masa. Su densidad es la más alta del medio interestelar. Estas regiones son las zonas de
formación estelar, regiones HI que han entrado en contracción y en las cuales se están creando
nuevas estrellas y planetas. Esta es la causa de su mayor densidad. Pero precisamente, gracias a
esa densidad mayor, pueden tener lugar en el interior de esas nubes reacciones químicas, mediante
las que se forman complejas moléculas, que dan nombre a estas nebulosas. Los rayos cósmicos y la
radiación de las estrellas que nacen en el interior de la nube, inciden con el gas y lo ionizan. A las
bajas temperaturas que reinan en el interior de estas nubes, estos iones son tremendamente
reactivos. Su reacción con los átomos de su entorno da lugar a complejas moléculas. Se cree que la
superficie de los granos de polvo puede actuar asimismo como catalizador de las reacciones y como
superficie de sostén para los reactivos, que condensarían sobre ellos debido a las bajas
temperaturas.
El resultado de estas reacciones es una sorprendente cantidad de moléculas complejas, incluyendo
moléculas orgánicas, que han sido detectadas mediante espectroscopia: agua, alcoholes, esteres, cetonas,
hidrocarburos, aminas, aldehídos y aminoácidos, entre otros. Es decir, la nube se ha enriquecido con
moleculas complejas, muchas de las cuales forman parte de los seres vivos. Una nube en la que además se
están produciendo fenómenos de formación estelar y que puede dar lugar a sistemas planetarios como el
nuestro.
4.7.- ¿QUÉ ES UN PLANETA?
Desde que Giordano Bruno especuló sobre la existencia de otros mundos y Copérnico propuso que la Tierra
es parte de un sistema planetario que orbita alrededor del Sol, filósofos y científicos han buscado evidencias
que demuestren la existencia de otros sistemas planetarios. Hoy existe consenso en que para entender el
origen de nuestro Sistema Solar, necesitamos información sobre otros sistemas planetarios. Disponemos de
la teoría que describe, en términos generales, la formación del Sol y del Sistema Solar como engendro de
una nube molecular. Resulta emocionante que por primera vez en la historia de la ciencia, estemos en
disposición de contrastarla. La búsqueda y estudio de sistemas planetarios ha sido posible gracias al ingenio
y las herramientas de científicos de finales del siglo XX. El reto parecía insuperable: detectar planetas
extrasolares de pequeña masa a enormes distancias y en presencia del brillo de su estrella regidora. Sin
embargo, actualmente, los datos sobre la existencia y naturaleza de otros sistemas planetarios se están
acumulando de forma sorprendentemente rápida para las usuales escalas astrofísicas.
Aunque la definición de sistema planetario es clara, paradójicamente no lo es tanto la definición de planeta.
Para objetos astronómicos similares a la Tierra no existe problema: son planetas. Pero la situación se
complica para objetos como Júpiter. Si definimos un elefante como un objeto gris que pesa varias toneladas,
tendremos un problema con los tanques. Definir un planeta en función de su masa resulta igualmente
inexacto. La física que estudia la estructura estelar acoplada con la física nuclear nos dice que cualquier
objeto con masa superior a 80 veces la masa de Júpiter (MJ) es capaz de generar las reacciones nucleares
necesarias, como la fusión de hidrógeno para formar helio. Será catalogado entonces como estrella. Hay
objetos que se forman como las estrellas, pero que tienen masas por debajo de este límite. Se llaman
enanas marrones y su masa es suficiente como para “quemar” deuterio. Se cree que una enana marrón es
un cuerpo con masa entre 12 y 80 MJ.
Según lo anterior, un planeta no puede ser más masivo que 12 MJ. Los planetas parecen haberse formado
mediante procesos de acreción de planetoides previos, cuerpos rocosos de pequeño tamaño.
Lamentablemente, los límites de estos procesos no han podido establecerse todavía. Por ejemplo, se cree
que Neptuno y Urano se “quedaron más pequeños” que Júpiter y Saturno porque el gas que había a su
alrededor se agotó. Sin embargo, para zanjar la cuestión, muchos astrónomos estarían de acuerdo en que
un planeta es cualquier objeto, no importa su masa, que se formó de forma similar a cómo creemos que se
han formado los planetas en el sistema solar, es decir, por procesos de acreción de planetoides. Objetos que
se han formado de forma similar a una estrella pero cuya masa queda por debajo de 80 MJ y por encima de
unas pocas MJ se considerarán enanas marrones. De acuerdo con esta definición, hay una banda en la que
solapan la masa que define un planeta y una enana marrón. En estos casos, la diferencia nace en virtud de
los procesos que han formado un planeta, es decir, un planeta tendría una mayor proporción de elementos
pesados que en el caso de una enana marrón. Otra diferencia es que, mientras que una enana marrón suele
ser la única compañera de una estrella, los sistemas planetarios son múltiples objetos compañeros de una
estrella central a la que orbitan.
4.8.- CAZAPLANETAS
La era precursora de la búsqueda de planetas extrasolares comenzó en 1915 y terminó a mediados de los
80. Las búsquedas astrométricas se hicieron principalmente en el Observatorio Naval de USA y en el
Observatorio Sproul en Pennsylvania. Podría pensarse que para detectar un planeta basta con "verlo".
Efectivamente esto es posible y se denomina imagen directa. Puesto que el planeta refleja la luz de la
estrella, en principio es posible, pero nos limita a planetas muy grandes. El principal problema en este caso
es que el brillo estelar puede ocultar el reflejo planetario. Debido a la pequeña abertura del telescopio en
Sproul, era preferible que las observaciones se limitaran a estrellas muy cercanas y a las perturbaciones que
podrían sufrir causadas por un objeto de masa planetaria, más que en la observación directa. Una estrella
que se estudió concienzudamente fue la estrella Barnard. Esta estrella tiene una masa de 1/7 MSol y el
movimiento propio más grande conocido hasta ahora. Dos placas fotográficas de la misma región del cielo
dónde se encuentra la estrella de Barnard muestran cómo la posición de la ésta ha cambiado.
Imagen tomada en 1997
Imagen tomada en 1950
El movimiento propio se define como el movimiento angular aparente por año sobre la esfera celeste. Es
decir, en una dirección perpendicular a la línea de visión del observador.
Podemos determinar el movimiento propio de una estrella usando otras como puntos de referencia. Si un
cuerpo orbita alrededor de una estrella, entonces éste afectará el movimiento circular de la misma. Como
uno mide el movimiento linear de la estrella, encontrará que éste no ocurre en una línea recta, sino en una
línea con pequeñas ondulaciones. La situación es similar a la de observar una persona que gira alrededor de
sí misma con un peso en uno de sus brazos. Pensemos en un lanzador de peso en atletismo, por ejemplo.
El lanzador presenta un movimiento ondulado superpuesto al eje de su cuerpo, debido a la masa que porta
en una de sus manos. La persona representa la estrella, y esa masa en su mano representa el planeta.
Adicionalmente, el atleta se puede mover entre dos puntos y, a ese movimiento de traslación lineal, hay que
superponer el de rotación. Si la persona no gira, entonces no veremos movimiento ondulado alguno, solo el
lineal. De igual forma, si no hay masa en su mano, nuestro atleta sencillamente se estará moviendo entre
dos puntos y no observaremos movimiento ondulado.
Debido a la gran distancia que nos separa de las estrellas, el movimiento aparente de estas en el cielo a lo
largo del día es solo una consecuencia de la rotación de la Tierra en torno a su eje. Habrán de transcurrir
miles de años para que veamos un desplazamiento "real" de las estrellas sobre el cielo. Por ejemplo, la Osa
Mayor no era como ahora la vemos. Hace 2000 años, sus estrellas ocupaban diferentes posiciones en la
esfera celeste. Los astrónomos sintieron un gran interés por estudiar la estrella Barnard en Ofiuco más en
detalle y descubrieron que se trataba de una enana roja, a 5,95 años-luz de la Tierra. Extremadamente
cercana. También se descubrió que se estaba acercando a nosotros de tal forma que en el año 11800 podría
estar a tan solo 3.8 años-luz. Por su gran movimiento propio y por tratarse de una enana roja, esta estrella
se presentaba como un candidato prometedor para tener planetas orbitando a su alrededor.
Después de examinar miles de placas fotográficas durante décadas, Peter van de Kamp concluyó que era
evidente la existencia de uno o más planetas de masa similar a la de Júpiter orbitando alrededor de Barnard
con períodos de 12 a 22 años. Posteriores (1973) observaciones, primero por Robert Harrington en el
Observatorio Naval de USA y después por George Gatewood en el Observatorio Allegheny en Pittsburg,
revelaron que las observaciones y conclusiones de van de Kamp no podían ser correctas. No pudieron
corroborar tales movimientos propios de la estrella. Todas las estrellas de las placas fotográficas
conteniendo la estrella Barnard estaban afectadas del mismo movimiento propio. Es más, este movimiento
propio era diferente para diferentes observaciones y las discrepancias coincidían con las fechas en que las
lentes del telescopio había sido reajustadas. Es decir, las observaciones estaban afectadas de un error
sistemático que indujo a una falsa detección de sistemas planetarios.
Otro caso similar a este fue la detección de un acompañante del pulsar VB 8 (Van Biesbroeck 8) en la
Nebulosa del Cangrejo. Los pulsos presentaban cierta estructura periódica que parecían indicar la existencia
de un acompañante. Observaciones posteriores no pudieron reproducir la periodicidad de los pulsos y se
concluyó que las primeras observaciones habían estado afectadas de algunos errores que introdujeron una
falsa periodicidad. Al fin y al cabo, a pesar de las continuas decepciones, estos experimentos fueron útiles:
demostraron que se estaba llegando al límite instrumental de la época para detectar inequívocamente
planetas alrededor de estrellas. Eso cambiaría.
4.9.- LOS MODERNOS
CAZAMARIPOSAS
PLANETARIOS
Los métodos actuales son más sensibles. La búsqueda de planetas extrasolares se efectúa siguiendo, a
grandes rasgos, dos técnicas. La técnica directa busca los fotones que son o bien dispersados en el óptico, o
emitidos en el infrarrojo por el objeto que acompaña a una estrella. Y la técnica indirecta se concentra en
detectar los efectos que este compañero ejerce sobre la estrella. Por ejemplo atenuación de la luz estelar
debido al tránsito del planeta, o movimiento reflejo de la estrella debido al efecto gravitacional del planeta.
La detección directa proporciona resultados en un plazo de tiempo menor que la detección indirecta. Es una
búsqueda más adecuada para astrónomos poco pacientes. Dependiendo de la longitud de onda en la que la
observación se hace, puede proporcionar información sobre la temperatura del planeta, si es en el infrarrojo,
o quizás incluso sobre la composición del mismo. La técnica indirecta requiere más tiempo para proporcionar
una clara detección del planeta. Se han de hacer observaciones durante una fracción igual o superior a la
mitad del período orbital del planeta. Pero proporciona más información sobre las características dinámicas
del sistema estrella-planeta.
La mayor parte de los descubrimientos hasta la fecha se han hecho mediante técnicas indirectas,
principalmente por observaciones astrométricas. Entre ellas ya hemos visto la medida del movimiento propio
de un objeto en función del tiempo. Se pueden medir también las perturbaciones sinusoidales de este
movimiento, que pueden reflejar el efecto gravitacional de uno o varios planetas. O utilizar medidas
espectroscópicas de velocidad radial.
Atendamos a este último caso. La velocidad radial mide el desplazamiento Doppler en las lineas espectrales
de la estrella. Este es causado por el movimiento radial de la estrella alejándose o acercándose al
observador. Si se aleja, la línea estará desplazada al rojo y la velocidad será positiva. Mientras que si la
estrella se acerca a nosotros, el desplazamiento es hacia el azul y la velocidad es negativa. ¿Cómo se
relacionan estos desplazamientos Doppler con la existencia de un planeta alrededor de la estrella? Un
planeta orbitando una estrella afectará la velocidad radial de la misma de forma periódica. Las líneas
espectrales presentarán desplazamientos periódicos hacia el azul y hacia el rojo según la estrella se acerque
o se aleje de nosotros. Estos desplazamientos Doppler son extremadamente pequeños y se necesitan
espectrógrafos de muy alta sensibilidad. Mientras mayor sea la masa de un planeta orbitando alrededor de
una estrella, mayor será el efecto en la velocidad radial. Es por ello que los planetas detectados con este
método tienen todos una gran masa.
Algunos ejemplos de detección de planetas extrasolares por esta técnica son el caso de HD114762 donde la
masa del compañero solo se puede estimar como 10.9MJ dividido por el seno de la inclinación de la órbita
(sin i en la gráfica). Puesto que estamos proyectando tres dimensiones en el plano celeste, este método no
permite deducir cuán inclinado está el plano orbital con respecto a nuestra línea de visión. A pesar de esta
limitación, hay que decir que si la orientación del plano orbital es aleatoria en el espacio, el límite inferior de
masa, el proporcionado por estas medidas, no debería ser muy diferente del valor real. Se estima que como
mucho, el planeta tendrá una masa doble que la deducible por las observaciones, y probablemente un
porcentaje muy pequeño de planetas extrasolares pueden llegar a multiplicar por 10 la masa “observada”.
El planeta en torno a HD114762 tendría un período orbital de 84 días en una órbita relativamente elíptica.
La excentricidad de la órbita, e, toma valores mayores o iguales a cero. Así e=0 significa órbita circular,
0<e<1 órbita elíptica, e=1 órbita parabólica y e>1 órbita hiperbólica. El planeta extrasolar aquí descubierto
presenta una masa mínima de 10.9MJ, e=0.34 y un periodo de 84 días.
Otro ejemplo es la estrella 51 Pegasi. En este caso, el objeto compañero de la estrella tiene una masa M
inferior, su órbita es prácticamente circular y su movimiento de translación alrededor de la estrella se
completa en tan sólo 4.33 días.
Otro método fructífero ha sido la fotometría u ocultación. Esta técnica se usa para detectar un cambio en la
luz de la estrella. Esto ocurre cuando el planeta oculta parcialmente la estrella mientras en su movimiento de
traslación pasa por delante de la misma (tránsito). Dentro de los planetas extrasolares detectados por este
método, el más estudiado ha sido HD209458. Las variaciones de luminosidad en la estrella son tan sólo de
un 1% y están causadas por un supuesto planeta de masa mayor o igual que 0.63MJ, de nuevo con una
incertidumbre de un factor 1/sen(i). El planeta parece orbitar casi circularmente a la estrella central en 3.52
días.
Ha sido también en este sistema, al menos binario, dónde se ha podido detectar por primera vez la
atmósfera de un planeta extrasolar y la presencia de un elemento químico en la misma. En este caso: sodio.
4.10.- LA COLECCIÓN DE
MARIPOSAS
La lista de planetas extrasolares descubiertos crece a un ritmo sorprendente, y de forma paralela la variedad
de límites inferiores de masa y excentricidades de sus órbitas. Hasta la fecha de 7 de Diciembre de 2001, el
número de sistemas planetarios detectados y confirmados es 66. Siete de ellos son sistemas múltiples,
dando lugar a un total de 74 planetas.
Las diferentes detecciones de compañeros estelares se han hecho tanto con sencillos como con altamente
sensibles instrumentos, capaces de medir velocidades radiales de 10 m/s. Esto último hace que la cautela a
la hora de proclamar la existencia de un planeta extrasolar esté siempre presente. La cautela debe
extremarse, entonces, a la hora de derivar conclusiones estadísticas.
El procedimiento habitual en ciencia, cuando se descubre una nueva familia de objetos es observar qué
pautas de comportamiento siguen. En el caso de compañeros extrasolares, los parámetros básicos que se
pueden determinar, como hemos visto, son el período orbital, la excentricidad de la órbita y la masa mínima.
Haciendo un histograma de objetos de masa sub-estelar descubiertos mediante la técnica de velocidad radial
vemos que la cantidad de objetos descubiertos con masa mínima inferior a 10MJ es notable.
Esta representación puede inducir a error. A simple vista parece indicar una sobreabundancia de objetos de
masa “pequeña”, aún cuando son éstos los más difíciles de detectar. Pero si dibujamos el logaritmo del
número de objetos de masa comprendida entre dos valores frente al logaritmo de su masa, veremos una
tendencia absolutamente diferente. En este caso nos parecerá que existe una subabundancia de objetos
“ligeros”. Esta forma de ver los resultados se ajusta más a la lógica de la observación: es difícil detectar
planetas extrasolares de baja masa.
Examinando el período y la excentricidad de la órbita también podemos obtener información interesante. Si
la excentricidad se dibuja en función de la masa mínima del planeta, en concreto para masas menores que
15MJ, veremos una tendencia clara. Los objetos orbitan casi circularmente a la estrella, no importa la masa
del planeta, si esta es menor que 5MJ. A medida que la masa aumenta, la órbita es más elíptica; aunque
también existen planetas ligeros con órbitas muy excéntricas.
Podemos dibujar también la excentricidad de la órbita en función del período orbital sin restringir la masa del
compañero sub-estelar. Si consideramos todos los datos disponibles: sistemas binarios situados a la
izquierda de la secuencia principal en el diagrama H-R, compañeros subestelares con masa mínima superior
a 10MJ y compañeros subesteleares con masa mínima inferior a 10MJ, veremos que hay un aumento
sistemático y obvio de la excentricidad con el período orbital. Dos aspectos interesantes de esta tendencia
son:
1.- La tendencia existe para todos los compañeros de masa sub-estelar con dos posibles
excepciones.
2.- La tendencia es diferente de la que se encuentra en sistemas donde los compañeros pueden
haberse formado por acreción de material.
El significado de estas dos tendencias puede ser controvertido. Pone en duda el hecho de que algunos
compañeros estelares se consideren como planetas, y tal vez sean enanas marrones. El aumento de la
excentricidad con el período orbital es un hecho característico también de estrellas dobles en fases previas a
las de la secuencia principal. Y es a su vez una consecuencia del proceso de formación del sistema binario.
4.11.- POSIBLES PLANETAS
ALREDEDOR DE PÚLSARES
Hasta ahora, solo se ha hablado de compañeros de masa subestelar alrededor de estrellas de la secuencia
principal o cercana a ella (principalmente pre-secuencia principal). Sin embargo, se han descubierto también
púlsares con un compañero orbitándolos.
Hasta el momento solo hay dos casos de planetas confirmados alrededor de púlsares: PSR 1257+12 y PSR
B1620-26. Sin embargo hay más de dos teorías que intentan explicar la formación de planetas alrededor de
púlsares. Una de ellas asume la existencia del planeta orbitando la estrella antes de que ésta explotara
dando lugar a una supernova. El planeta persiste de alguna forma inexplicada al “cataclismo”. La otra teoría,
más plausible, se basa en que el planeta se formó después de la explosión supernova. Este escenario
también implica que se formó algún tipo de disco de polvo antes de la formación del planeta. Otros autores
aún consideran un modelo diferente: algunos de ellos sugieren que un púlsar se pudo formar a partir de la
colisión de dos enanas blancas y que los planetas se formaron a partir de los deshechos resultantes de la
colisión.
A todos los casos de planetas alrededor de estrellas de la secuencia y pre-secuencia principal, alrededor de
púlsares, hay que sumar unas 14 detecciones más que hasta hoy siguen calificadas como dudosas o no
confirmadas. Estas detecciones contemplan ya no solo planetas de masa aproximada a la de Júpiter (entre
0.1 y 60 veces), sino que también hay objetos con masa similar a la terrestre.
4.12.- EL FUTURO DE LOS
RASTREADORES
Indudablemente detectar planetas de tamaño y condiciones semejantes a la terrestre es un objetivo
prioritario de la Astrobiología. Nuevas tecnologías de fotometría estelar, junto con el uso de telescopios de
unos 4m de apertura están aumentando la probabilidad de detectar planetas de tipo terrestre. Este tipo de
planetas se detecta más fácilmente por la técnica de ocultación (tránsito) que por cualquier otro método.
Una cuestión de extrema importancia a la hora de determinar la existencia de planetas extrasolares, tanto
desde el punto de vista económico como temporal, es dónde deberíamos enfocar nuestros esfuerzos. ¿Qué
tipo de estrellas debemos examinar?
Podríamos concentrar nuestras energías en cúmulos estelares viejos y abiertos. Los programas de búsqueda
fotométrica de planetas extrasolares se basan en las observaciones periódicas de un número de estrellas
próximas entre sí. Pueden detectarse variaciones de brillo de un gran número de estrellas de tipo solar en
una misma observación, determinando la presencia de tránsitos planetarios.
Adicionalmente a los cúmulos estelares viejos y abiertos, también hemos de pensar en estrellas cercanas a
nosotros, estrellas con gran movimiento propio, estrellas que tienen discos de polvo alrededor, estrellas
similares al Sol, estrellas que ya tienen detectado un planeta, o cualquier combinación de los casos
enumerados.
Aparte de a dónde buscar, también nos preguntamos qué metodología y que instrumentación hemos de usar
para hacer la búsqueda de planetas extrasolares más fructífera. Una posibilidad es extender los conjuntos de
telescopios ópticos de forma tal que se pueda trabajar con ellos de forma interferométrica. Los telescopios
deberían presentar una separación de unos 10 km para resolver un sistema estrella-planeta que estuviera a
5 parsecs de nosotros. Con semejantes instrumentos se podrían resolver planetas de tipo Joviano, o incluso
terrestre si en vez de 10 km de distancia base tomamos 100 km.
Otra posibilidad es tener acceso a un telescopio de gran apertura con gran precisión en estudios
fotométricos. Por ejemplo, usando el telescopio de 5m de Monte Palomar, se estima que se necesita estudiar
de forma periódica unas 100 estrellas para encontrar uno o más planetas extrasolares. Siempre y cuando
nuestra idea de formación de sistemas planetarios sea correcta.
La comunidad científica está de acuerdo en que solo hemos visto la punta del iceberg. La antorcha de
Giordano Bruno ha vuelto a prender. La idea de que existe una enorme cantidad de planetas por descubrir y
de que algunos de ellos puedan albergar vida vuelve a excitar la imaginación científica de comienzos del
siglo XXI.
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4.1.- ESTRELLAS

Evolución de las estrellas

Evolución de las estrellas

Estrellas y cuerpos celestesMuerte de las estrellasAstronomía

Sistema solarEstrellasNacimiento de una estrella

Estrellas de mar

Estrellas de mar

SentidosAsteroideosReproducciónHábitatFauna MarinaEquinodermosEstructura

Las Estrellas

Las Estrellas

ComposiciónConstelacionesSupernovas