formacion y evolucion estelar

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN ESTELAR.
INTRODUCCIÓN. EL CIELO INESPERADO.
No pude contemplar un cielo auténticamente estrellado hasta los trece años. Si, ya se,
es una pena... inconvenientes de ser de ciudad y no tener pueblo. Pero hoy en dia lo
agradezco. Porque supongo que el impacto no hubiese sido el mismo si ya desde pequeño
me hubiese acostumbrado a ver aquel caparazón de soles parpadeando sobre mi cabeza.
Claro que sabía que había estrellas, los nueve planetas, cometas, tal vez marcianos... Y
también había visto cielos estrellados, pero en la tele y en el cine. ¡Quien puede olvidar la
Guerra de las Galaxias! Pero desde la ciudad no se veían apenas estrellas, con lo cual yo
pensaba que los cielos estrellados eran patrimonio exclusivo de científicos con extraños
telescopios o astronautas que se arriesgaban a abandonar la Tierra en cohetes espaciales.
Aunque entonces yo lo ignoraba, todo era culpa de aquellas estilizadas farolas que
derrochando energía, apagaban el cielo para iluminar el suelo.
Fue durante una acampada estudiantil, una noche de Junio. Aún me veo mirando
con la boca abierta. Ni el creciente interés por alguna de las compañeras de clase me pudo
distraer. Simplemente no había palabras para describir aquello. Y nadie le prestaba la más
mínima atención, a nadie le sorprendía. Uno de los profesores nos había reunido en círculo
para darnos una charla de caracter religioso que no estaba haciendo mención alguna a aquel
cielo negro y profundo, misterioso y retador. ¡Cómo podía ignorar lo que la noche nos
ofrecía! Las palabras del profesor se fueron difuminando sin llegar a mis oidos. No tardé en
quedarme completamente solo sin que nadie se moviese de su sitio.
Y fue entonces cuando, concentrado en ese espectáculo, me asaltaron las inevitables
preguntas: ¿Cómo había surgido todo esto? ¿Alguien lo había creado? ¿Qué leyes lo
gobernaban? ¿Cambiaría o seguiría asi para siempre? ¿Cuantas estrellas había? ¿Cómo
nacían? ¿Cómo morían, si es que lo hacían?
Supongo que en aquella remota noche en la que me llevaron a conocer el cielo sin
enseñármelo, me hice astrónomo aficionado, y a menudo me sigo sentando y miro a la noche
haciéndome todas esas preguntas. Con el tiempo he encontrado respuesta a algunas, otras
las desconozco, otras quizá no la tengan.
Desde la inquietud que provocan tales cuestiones y desde lo modesto de mis
conocimientos, pues no poseo formación científica (uno es de letras), vamos a hablar de las
estrellas. De cómo nacen, viven y mueren. En definitiva, de lo que a mi me hubiese gustado
escuchar aquella noche de Junio.
ANTES DE NADA, ¿QUE ES UNA ESTRELLA?
Una estrella es un objeto astronómico que brilla con luz propia.
Obvio. Pero vayamos más allá: ¿De qué está hecha y por qué brilla? La gran mayoría de
las estrellas son esferas de Hidrógeno en estado de plasma que emiten luz como consecuencia
de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior.
¿Plasma?, ¿Como en las primeras televisiones planas? Bueno, pues más o menos. El
plasma es considerado como el cuarto estado de la materia, junto al sólido, líquido o gaseoso,
pero para hacernos una idea es más parecido al gaseoso, con la única diferencia de que los
átomos que lo componen no están en equilibrio electromagnético sino que están cargados
eléctricamente. Es como un gas muy activo que reacciona ante cualquier perturbación
eléctrica, una especie de gas “juguetón”.
La fuente de luz de la estrella tiene origen en las reacciones nucleares de fusión. En la
reacción típica, el Hidrógeno se fusiona para producir Helio y en su consecuencia se
desprende energía. Esta energía además de emitir luz hace que la estrella esté en equilibrio
hidrostático, es decir, crea una fuerza “hacia afuera” que compensa la fuerza “hacia adentro”
que origina la gravedad de la propia estrella. Siempre hay un enfrentamiento entre estas dos
fuerzas, y más adelante veremos lo que ocurre cuando alguna de las dos pierde el pulso.
Ya tenemos nuestra estrella típica: una bola de Hidrógeno ardiendo en equilibrio. Quien
lo hubiese dicho.
1. EL ESPACIO INTERESTELAR Y LAS NEBULOSAS ESTELARES. EL
PRINCIPIO DEL PRINCIPIO.
Todo tiene un comienzo, y las estrellas no son una excepción.
Las estrellas se forman a partir de la materia contenida en el Medio interestelar.
El Medio Interestelar se sitúa en las zonas libres del espacio existentes entre las estrellas
de una galaxia y está compuesto de gas, polvo y plasma. Supone por ejemplo, un 10% de la
masa de nuestra galaxia, de ahí su importancia a pesar de ser prácticamente imperceptible y
de que la densidad de la materia que contiene es ínfima. Podemos decir que el medio
interestelar es lo que hay, donde aparentemente no hay nada.
Densidades en la Tierra y en el Medio Interestelar
Entorno
Medio Interestelar
Aire terrestre
Numero de moléculas por cm3
Entre 1 y 10
10.000.000.000.000.000.000 (10 trillones)
Si prácticamente es una “nada”, ¿Cómo sabemos que existe?
Pues por métodos indirectos. Uno de ellos es el estudio de la luz de las estrellas que
se mueven a través de dichas zonas de gas y polvo. Esta luz presenta un enrojecimiento muy
apreciable, debido a la interferencia con las partículas de polvo presentes en el mismo Medio
Interestelar. Las estrellas que lo atraviesan se “ruborizan” por así decirlo, y de esta manera
podemos detectarlo.
Sin embargo, hay una prueba directa y espectacular de la existencia del Medio
Interestelar: las nebulosas de emisión. Son visibles porque los gases que las componen, más
densos, emiten luz al recibir radiación ultravioleta de otras estrellas. Es un proceso similar al
que hace brillar un fluorescente o al que produce una aurora boreal.
Estrella Gamma Cisne y Nebulosa de emisión IC 1318. Jesús Peláez, Asociación Astronómica de Burgos.
El Medio interestelar tampoco es uniforme, sino que en determinadas zonas tiene
distintas densidades, constituyendo las llamadas nubes moleculares gigantes (NMG). Son
gigantes porque pueden medir centenares de años-luz (y un año luz son ¡¡9,46 billones de
Km!!) Además, las vistosas nebulosas de emisión forman parte de ellas. Pero sigamos yendo
de menos a más:
En estas Nubes Moleculares Gigantes se localizan las llamadas nebulosas oscuras. Estas
son todavía más densas por su gran concentración de polvo, lo que a su vez las hace muy
frías y opacas a la luz. Uno de los más bellos ejemplos de estas estructuras es la nebulosa
cabeza de caballo, en Orión (IC 434).
Nebulosa de emisión IC 434 en Orión. Se observa por contraste la nebulosa oscura Cabeza de Caballo.
Otro ejemplo de estas formaciones son los llamados Glóbulos de Bok, que suelen dar
lugar a la formación de sistemas estelares dobles o múltiples
Glóbulos de Bok en la región HII IC2944 . NASA.
Lo que hace especiales a nebulosas oscuras y glóbulos de Bok es que son la auténtica cuna
de estrellas.
Hay varias razones para que esto sea así. En primer lugar al ser las zonas más densas
del medio interestelar, son las más adecuadas para que la gravedad actúe, colapsando la
materia que contienen. En segundo lugar, al ser tan fríos los gases, se evita su expansión, con
lo cual se ve nuevamente favorecida la gravedad en su labor de compactar la materia. Por
último, abundan en su cercanía las estrellas azules (más jóvenes) lo que nos da una pista
acerca de la transformación que han sufrido los anteriores grumos más densos de la nebulosa
oscura.
2. COLAPSO DE LAS NEBULOSAS Y FORMACION ESTELAR. DE LA
OSCURIDAD SE HIZO LA LUZ.
Aunque no hay un consenso absoluto entre los astrofísicos acerca de los mecanismos
que actúan en esta fase inicial del colapso de las nebulosas, en las últimas décadas se ha
obtenido una imagen bastante aproximada.
Todo comienza con una perturbación que sufre la nebulosa, de tal manera que la
gravedad gana terreno sobre la presión de los gases y el material comienza a concentrarse.
¿Qué origina esa perturbación? Puede ocurrir por el paso de otra estrella por su cercanía o
bien por el efecto de una explosión estelar o supernova.
Pero en todo caso, para que la perturbación cause ese efecto de contracción, la nebulosa
debe contener una masa mínima, conocida como masa de Jeans, por debajo de la cual, por
muy fuerte que sea la alteración no se producirá un colapso gravitatorio, sino más bien una
oscilación de los elementos de la nube seguida de un rebote. Los otros dos factores que
influyen en esta fase inicial son la densidad de la nube y su temperatura. Así, cuanto más fría
y densa sea la nebulosa, mayores porciones de gas y polvo llegarán a condensarse para crear
protoestrellas.
Durante el colapso podemos distinguir tres fases:
a) Colapso Isotérmico.- Al principio la nube se hace más densa sin calentarse debido a
que el calor generado por la contracción escapa al espacio. Al aumentar la densidad
sin que lo haga la temperatura, se produce un fenómeno conocido como
fragmentación, por el cual la nube en contracción deja de ser uniforme y se originan
“grumos”. Esos grumos serán las futuras estrellas y sus sistemas planetarios
asociados.
b) Colapso Adiabático.- Cuando la densidad de la nube y sus grumos ha crecido lo
suficiente, el calor ya no escapa y va quedándose atrapado. El término adiabático
hace referencia a esto mismo: proceso del cual no escapa el calor. Ya no se crean
más grumos.
c) Colapso de los fragmentos.- Cuando el fragmento ya ha alcanzado una gran densidad,
hay un equilibrio hidrostático entre la fuerza de la gravedad y la presión térmica.
Estamos ante una Protoestrella.
Fase de colapso protoestelar. Ilustración del autor.
3. HA NACIDO UNA (PROTO) ESTRELLA
Una protoestrella ya puede ser considerada como un sistema astrofísico independiente de la
nube de la que se ha formado. Veamos sus características:
a) Estructura y Tamaño.- Es una gigantesca esfera de gas de un tamaño decenas o
centenares de veces el de nuestro Sol.
b) Temperatura.- En torno a los 2.000 o 3.000 K,(usaremos los grados Kelvin cuyo cero
es -273 ºC, así que para las temperaturas de las que vamos a hablar podemos
equipararlos con los grados centígrados). Estas temperaturas son todavía
insuficientes para producir las reacciones nucleares de fusión propias de una estrella
ya formada.
c) Luminosidad.- Dado que la luminosidad varía en función del tamaño, las
protoestrellas emiten cientos de veces más luz que el Sol pero en la región infrarroja
del espectro. Esto es debido al polvo proveniente de la nebulosa oscura que las formó
y que ahora las rodea y las oculta.
Región de la nebulosa de Orión fotografiada en el infrarrojo (derecha) donde se aprecian protoestrellas.
Telescopio Espacial Hubble. NASA
d) Fuente de energía.- Sobre la superficie de estos cuerpos “cae” continuamente materia
del entorno. La energía del movimiento de caída se convierte en calor de tal manera
que paulatinamente va aumentando la masa y la temperatura, no linealmente, sino
más bien “a golpes”. Es la última fase en toda la vida de una estrella en la que gana
materia. A partir de ahora, la perderá.
4. ANTES DE COMENZAR LA EVOLUCION. FASE DE PRESECUENCIA
PRINCIPAL. LOS ULTIMOS MILLONES DE AÑOS DE EMBARAZO.
Paulatinamente la temperatura de la protoestrella va aumentando debido a esta
ganancia de masa, lo cual da entrada al comienzo de las reacciones nucleares en su interior.
Al alcanzar un millón de grados de temperatura se inicia la fusión de los núcleos de Deuterio
(Hidrógeno 2) en Helio. La estrella se “enciende”.
Otro fenómeno que ocurre en esta etapa es la formación de un disco circumestelar por
parte de los materiales que no cayeron a la protoestrella y que ahora giran en torno a ella. Lo
importante de este disco es que las concentraciones de material que en él se localizan pueden
dar lugar a la formación de planetas.
Aunque en esta fase la joven estrella puede dar una imagen de quietud y cierta
estabilidad, lo cierto es que sufre violentos vientos solares y fugas de materia que escapan a
chorro por sus polos, debido probablemente a salvajes fuerzas magnéticas. El prototipo de
una estrella en esta fase lo constituye la estrella T Tauri, en la constelación de Tauro.
¿Pero cuándo podemos hablar de una estrella propiamente dicha?
Cuando tras el continuo colapso de material y el consiguiente incremento de
temperatura, esta llega a unas magnitudes del orden de los diez millones de grados. Es entonces
cuando el Hidrógeno-1 inicia un proceso de fusión para convertirse en Helio bien sea a través
del ciclo protón-protón o bien del ciclo Carbono-Oxígeno.
5. LA MASA DE LAS ESTRELLAS. EL TAMAÑO SI IMPORTA.
La idea predominante entre la comunidad científica es que la masa de una estrella queda
configurada en la fase de fragmentación, es decir, cuando la nube deja de ser uniforme y
aparecen irregularidades o “grumos” que al final se van haciendo mas densos.
Pero la masa de las estrellas no puede ser arbitraria. Existen unos límites.
El límite inferior es del orden de 0,08 masas solares (Ms) o lo que es equivalente a unas
30 veces la masa de Júpiter. Por debajo de esa cantidad no se producen las reacciones de
fusión del Hidrógeno-1, lo cual no quiere decir que no existan cuerpos cuya masa sea inferior:
son las llamadas enanas marrones. Estos cuerpos a pesar de poder ser considerados como
estrellas “fallidas” emiten cierta radiación, sobre todo en el infrarrojo y en ocasiones
aparecen en sistemas dobles o múltiples. Hablaremos de ellas más adelante.
El límite superior viene determinado por los datos que nos proporciona la observación.
Se encuentra entre 100-120 Ms. ¿Por qué no encontramos estrellas más masivas? Un primer
factor es el tamaño de la nube primigenia. Un segundo factor es que estrellas mas masivas
implican un periodo muy corto de vida y aún habiéndose formado en alguna ocasión, no
han llegado a nuestros días. Si imaginamos, por ejemplo una estrella de 500 Ms, su
descomunal luminosidad haría que su propia luz lanzase al exterior enormes cantidades de
masa, haciéndola desaparecer en un breve (astronómicamente hablando) lapso de tiempo.
6. CICLO EVOLUTIVO: LA SECUENCIA PRINCIPAL. EL CAMINO DE LA
VIDA.
Las estrellas, una vez que comienzan a quemar Hidrógeno, siguen un ciclo evolutivo
típico representado en el diagrama Hertzsprung-Rusell o diagrama H-R. En él, se pone en
relación su luminosidad y temperatura. Vemos que hay una secuencia evolutiva típica
de la cual se apartan las estrellas o muy grandes (supergigantes) o muy pequeñas
(enanas).
Diagrama Hertzsprung-Rusell. Revista Astronomy
El tamaño de la estrella, aquí representado por el volumen de la esfera, es de suma
importancia, ya que determina el tiempo que esta puede permanecer dentro de la secuencia
principal y por tanto cuán larga va a ser la etapa de “madurez” del astro. Cuanto mayor es
la masa, menor es la vida de la estrella ya que esta se consume con más rapidez. Nuestro Sol
tiene una vida estimada de 10.000 millones de años, de los que ya ha consumido la mitad.
Sin embargo una estrella como Spica en la Constelación de Virgo, cuya masa es de unas 15
veces la del Sol, solo brillará durante 11 millones de años.
Otra particularidad del diagrama H-R es que nos permite saber si una estrella es joven
o vieja fijándonos en su color. De izquierda a derecha, el color de las estrellas varía del blanco
al rojo, pasando por azul y amarillo. La luz más blanca o blanco-azulada nos indica juventud
en una estrella, y de hecho podemos afirmar que tal estrella no tiene más edad que nuestros
antepasados biológicos más remotos, así que su luz nos acompaña desde hace relativamente
poco. Sin embargo, los tonos más rojizos son señal de madurez o vejez, puesto que una
estrella así, ya no está quemando hidrógeno como combustible principal. Es una estrella que
se agota, aunque esa agonía puede durar miles de millones de años.
Vamos a ver las distintas líneas evolutivas en función de la masa, temperatura y
luminosidad y las llevaremos a un gráfico que denominaremos “La pizarra de la evolución
estelar”
Cuadro general de la formación y evolución estelar. Ilustración del autor.
6.1 Las enanas marrones. La estrella que no pudo ser.
Al definir el límite inferior de la masa de una estrella, lo fijábamos en 0,08 Ms. Por debajo
de este límite existen las llamadas enanas marrones. Para medir su masa con más precisión
usaremos de referencia la masa del planeta Júpiter. Estas estrellas oscilan entre las 13 y las 65
Masas de Júpiter. Por debajo de estas 13 masas jovianas, estamos ante planetas gaseosos
supermasivos y por encima de las 65 MJ ante estrellas de la secuencia principal. En estas
estrellas se producen ciertas reacciones nucleares como la fusión del deuterio (hidrógeno-2) y
del tritio (hidrógeno-3) con lo cual radian calor por convección y emiten luz infrarroja.
A pesar de ello son muy difíciles de detectar y uno de los métodos empleados es la
búsqueda de litio en el análisis espectroscópico de la luz que emiten. La presencia de litio
revela la ausencia de reacciones nucleares de fusión del hidrógeno, en las cuales el litio
desaparecería.
Un ejemplo de este tipo de estrella es Gliese 229b que se encuentra a unos 18 añosluz en la constelación de Lepus, orbitando en torno a una compañera enana roja.
6.2 Las enanas rojas. Las incansables.
De entre 0,08 y 0,8 masas solares, las enanas rojas suponen el 70% de las estrellas del
universo. Con tan escasa masa (40% de la masa del Sol), su luminosidad alcanza como mucho
el 10% de la de nuestro astro. Generan su energía por la fusión del Hidrógeno en Helio a través
del ciclo protón-protón, mediante el cual dos átomos de Hidrógeno se fusionan para formar uno
de Helio, desprendiendo energía en el proceso. Esta energía se transporta por convección y no
por radiación, ya que la enana roja es muy opaca.
El hidrógeno se consume tan lentamente que muchas de estas estrellas pueden
permanecer en la secuencia principal más tiempo del que actualmente tiene el universo (unos
14.000 millones de años).
Masa y duración de una enana roja
Masa (Masas Solares)
0,8
0,25 (Enana azúl)
0,08
Vida de la estrella
200.000 millones de años
1 billon de años
12 billones de años
Por debajo de 0,25 Ms, la enana roja se convertiría en una enana azul, aumentando su
temperatura y su luminosidad pero no su tamaño. Esta estrella es más bien una estrella
hipotética, ya que el universo no es lo suficientemente viejo para que se haya originado
todavía. Para una estrella de 0,16 masas solares (el caso de la cercana Estrella de Barnard, a 6
años-luz), se calcula que la fase de enana azul llegaría tras algo más de 2,5 billones de años en la
secuencia principal, y duraría alrededor de 5 mil millones de años.
Por cierto, no busquéis enanas rojas por muy clara que sea la noche. A pesar de que de las
treinta estrellas más cercanas a la Tierra, veinte son enanas rojas, ninguna es visible a simple
vista.
Agotado ya completamente el hidrógeno, la enana azul o la enana roja morirán en forma
de enana blanca de helio. Es nuestro primer cadáver estelar. Vamos a hacerle la autopsia.
Las enanas blancas son el remanente que queda tras la compresión de la materia de una
estrella que ya no tiene combustible. En el caso de las enanas rojas se trata de un núcleo de
helio, cuyos electrones, sometidos a gran presión por la gravedad originan una especie de
materia “degenerada” cuya compresión y densidad hace que la masa de una estrella como el
Sol esté contenida en una esfera de un volumen como la Tierra. Para que estos electrones
“degenerados” puedan sostener la estrella con su presión, esta no puede superar la magnitud
de 1,44 masas solares (una cifra sobre la que volveremos más adelante). La mayoría de las
enanas blancas se encuentran entre 0,5 y 0,7 masas solares. Sin embargo la más cercana a la
Tierra, Sirio B, tiene 0,98 masas solares y un tamaño similar al de nuestro planeta.
Recién formadas, las enanas blancas tienen temperaturas muy altas, pero se van enfriando
paulatinamente hasta que quedan en forma de enanas negras, pero una vez más, el universo
no es lo suficientemente viejo para que se hayan originado todavía.
Algunas de estas enanas blancas, más concretamente las de carbono y oxígeno, fruto de
la muerte de estrellas más masivas como veremos más adelante, pueden tener una
compañera. Esta compañera puede verse afectada por la gravedad de la enana, que al robarle
materia, puede entrar en una fase de inestabilidad. Esta inestabilidad desemboca en un
calentamiento de la enana y en un comienzo de nuevas reacciones nucleares que al fin y a la
postre hacen explotar a la enana blanca en lo que se conoce como una supernova del tipo Ia.
Estrellas enanas. Comparativa con el Sol, la Tierra y Júpiter. Ilustración del autor.
6.3 Las estrellas amarillas. Bienvenidos al Sol.
El Sol se formó hace más o menos 4570 millones de años y se encuentra en la zona
central del diagrama H-R con lo cual ni es muy joven ni muy viejo. Tampoco es muy liviano
ni muy masivo, recordemos que hay estrellas que le superan en masa unas 120 veces. Y ni
es muy frío ni muy caliente, con una temperatura superficial de unos 5700 K frente a los más
de 50.000 K de algunas estrellas azules como por ejemplo 48 orionis. Vamos, una estrella
mediocre, de brillo discreto, en la mitad de su vida. Nada para tirar cohetes.
Cada segundo, el Sol quema en su núcleo unas 700 toneladas de Hidrógeno para
transformarlas en cenizas de Helio y desprender energía por el proceso conocido como
cadena “protón-protón”. La cantidad de materia que se transforma en energía en este ciclo
es de 5 millones de toneladas, que es lo que realmente “adelgaza” el Sol por segundo. A
pesar de este consumo a priori demoledor, al Sol le quedan unos 5000 millones de años de
vida dentro de la secuencia principal y unos 7500 millones de años hasta agotar
completamente su combustible.
En este ciclo de reacciones nucleares, el Sol mantiene un equilibrio entre su propia
gravedad que tiende a que colapse sobre sí mismo y la presión hacia el exterior causada por
radiación. El Sol, al igual que el resto de estrellas de la secuencia principal mantiene ese
equilibrio mientras permanece en la misma.
Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo que
éste ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener el colapso gravitacional.
Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente,
nuevas capas de Hidrógeno sin procesar. Por este motivo las estrellas aumentan
su luminosidad durante la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.
Cuando la estrella quema todo el Hidrógeno disponible en el núcleo, lo único que
queda en él es una enorme bola de Helio completamente inútil en lo que se refiere a la
producción de energía. Es entonces cuando busca más Hidrógeno a la desesperada y lo
encuentra aunque en menor medida, en las capas más externas que envuelven al núcleo. Al
quemar el Hidrógeno de estas capas, la estrella se enfría y se hincha, sin variar apenas su
luminosidad. Se mueve hacia la derecha en el diagrama H-R, o lo que es lo mismo, se torna
más voluminosa y más “roja”. El Sol se ha transformado en una gigante roja.
Pero ¿Cuánto se hinchará el Sol? Es probable que en esta fase su tamaño sea tan
descomunal que haya engullido a Mercurio y Venus, quedando sus límites en las cercanías
de la Tierra, con lo cual todo tipo de vida en nuestro planeta habrá desaparecido. Pero que
no cunda el pánico, recordemos que para que esto ocurra quedan 5000 millones de años.
El núcleo del Sol seguirá calentándose hasta que a unos 100 millones de grados K, sea
capaz de fusionar el anteriormente inútil Helio, para formar Carbono y Oxígeno mientras
que en las capas exteriores sigue quemando todo el Hidrógeno que encuentra. La estrella ha
abandonado el ciclo protón-protón y estamos ante el proceso de fusión conocido como
“triple alfa” donde el combustible es el Helio. Ahora la estrella se contrae, disminuye en
brillo, pero aumenta su temperatura, hasta que…agota todo el Helio del núcleo. ¿Y ahora
qué?
De nuevo a buscar gasolina a la desesperada, esta vez el poco Helio que queda en las
capas exteriores que envuelven al núcleo, que ahora es de Carbono y Oxígeno. A resultas de
esta última etapa, la estrella se hincha hasta alcanzar el doble de tamaño que en la fase de
gigante roja, (así que llegados a este punto la Tierra habrá sido engullida) y expulsa toda la
materia hacia el exterior dando lugar a una nebulosa planetaria. Queda en el centro de la
nebulosa el antiguo núcleo formando una minúscula y masiva estrella conocida como enana
blanca de carbono y oxígeno. Es el segundo cadáver estelar que nos vamos a encontrar, y
probablemente el más vistoso. Pero no nos entretengamos mucho observando esta nebulosa,
porque solo permanecerá durante unos 50.000 años, casi un abrir y cerrar de ojos,
astronómicamente hablando.
Evolución de las estrellas de hasta 9 Masas Solares. Ilustración del autor.
Esta última fase, donde el ciclo triple alfa se detiene en la producción de Carbono y
Oxígeno y la estrella forma una nebulosa planetaria con enana blanca central, solo se
produce en las estrellas “livianas” es decir de menos de 9 masas solares. En las estrellas más
masivas, la evolución es distinta. Pero lo veremos enseguida.
Nebulosa Planetaria M27 “Dumbell nebula” en la constelación de Vulpecula. Jesús Peláez, AAB
6.4 Las estrellas gigantes azules. Grandes y efímeras.
Dentro de la secuencia principal, las estrellas del orden de 9 a 20 veces la masa del Sol
se posicionan en la parte izquierda del diagrama H-R. Son estrellas muy brillantes cuya luz,
casi veinte mil veces más intensa que la del Sol, nos llega con un color blanco o blanco
azulado. Al ser tan masivas, su vida es mucho más breve que la de las estrellas que hemos
visto hasta ahora, puesto que agotan mucho más rápidamente sus reservas de Hidrógeno.
Nunca pasan de unas decenas o cientos de millones de años.
Al agotar el Hidrógeno, pasan a también quemar Helio con lo cual la estrella se mueve
rápidamente hacia la derecha del diagrama H-R, aumentando su volumen y disminuyendo
su temperatura hasta unos 6000 K. Estamos ante una supergigante amarilla. Esta fase dura
muy poco y son escasas las estrellas de este tipo, pero hay una estrella en esta fase que todos
conocemos: Alfa Ursa Minor: La estrella polar.
A diferencia de las estrellas vistas hasta ahora, estas gigantes no se detienen tras
transformar el Helio en Carbono y Oxígeno sino que gracias a su mayor masa, su núcleo
puede alcanzar las temperaturas necesarias para seguir fusionando elementos cada vez más
pesados. La estrella se enfría aún más y se hincha para formar la categoría estelar más
voluminosa que se conoce: una supergigante roja.
Este monstruo, puede medir varias unidades astronómicas (1 UA es la distancia que
separa la Tierra del Sol, aprox. 150 millones de Km), aunque su densidad no es comparable
a la de una estrella azul. Un ejemplo típico de este tipo estelar es Betelgeuse (Alfa Orionis)
de unas 20 masas solares y cuyo tamaño llegaría hasta la órbita de Marte. Pero si buscamos
a las estrellas más grandes del universo tenemos que hacer mención a las pocas estrellas
catalogadas como hipergigantes. Tal es el caso del astro más grande conocido, descubierto en
1965 y denominado NML Cygni, en la estival constelación del Cisne. Tiene unas 40 masas
solares pero su radio es unas 1650 veces el del Sol, de tal manera que si lo sustituyésemos
por esta hipergigante roja, se comería nuestro sistema solar hasta llegar a Urano.
Las temperaturas de una supergigante roja en su zona externa rondan los 3000 o 4000
K, mientras que su núcleo arde por encima de los 600 millones de grados K. En este
inimaginable infierno central, se sigue quemando Carbono y Oxígeno para dar lugar a Neón,
luego Magnesio, después Silicio…y así hasta llegar al Hierro y el Níquel. Estos elementos no
son susceptibles de formar parte de ninguna reacción de fusión nuclear para producir energía,
sino que requieren energía para poder fusionarse. ¿Entonces qué?
Hagamos una radiografía a nuestra supergigante roja. La estrella ha quedado
configurada en capas, con los elementos más ligeros en las zonas exteriores y los más pesados
al interior. Es como una “cebolla” estelar. El núcleo de hierro y el resto de capas pueden
mantenerse firmes frente a la gravedad hasta que dicho núcleo se hace lo suficientemente
pesado para no poder aguantarse sobre sí mismo. En 1930 el físico indio Subrahmanyan
Chandrasekhar, estudiando este proceso con sólo 19 años de edad, fijó este límite del núcleo
de hierro en 1,44 masas solares. Alcanzada esta magnitud, ocurre el fenómeno más
turbulento y desgarrador del que tiene noticia el ser humano: la explosión estelar conocida
como supernova.
Después de millones de años de vida, el límite de Chandrasekhar se alcanza en unos
pocos días. El núcleo se calienta hasta la desorbitante cifra de 3.000 millones de grados K y
se contrae tan rápido que deja una especie de espacio vacío entre él y las capas exteriores.
Estas se precipitan sobre el núcleo en un bombardeo en caída libre. A resultas de este
bombardeo a tan altas temperaturas, los protones de los átomos de las capas externas se
fusionan con los electrones del núcleo originando neutrones y neutrinos.
Los neutrones, una vez despojados de protones y electrones, constituyen una forma de
materia degenerada e hiperdensa de la que puede derivar un cadáver estelar conocido como
estrella de neutrones, de la cual hablaremos más adelante. Pero los neutrinos, lo que van a
ocasionar es una increíble onda de choque denominada neutrinosfera que sale al encuentro
de las capas externas de materia que siguen cayendo en un desplome incesante. Por unos
mecanismos que todavía no han sido comprendidos completamente por los astrofísicos, se
produce una formidable explosión cuya onda de choque solo tarda unas horas en llegar a la
superficie de la estrella.
En ese momento se libera una cantidad colosal de energía en un flujo de neutrinos de
unos diez segundos y el brillo de la supernova puede superar al de una galaxia entera a pesar
de que la luz que vemos solo supone un 1% de la energía total emitida.
Estas explosiones estelares ocasionan la producción de los elementos químicos más
pesados que el hierro, hasta completar la tabla periódica de los elementos que estudiamos en
la escuela. Por consiguiente, tanto el oxígeno que respiramos, como el calcio de nuestros
huesos, o el hierro de nuestra sangre, se han creado en el corazón de una estrella o a
consecuencia de su explosión final.
Somos hijos de las estrellas.
Evolución de las estrellas masivas (mayores de 9 masas solares). Ilustración del autor
6.5 Las supergigantes azules. Colosos con pies de barro.
Hasta ahora hemos visto como es el devenir de cerca del 95% de las estrellas, cuya
formación parte de nubes de gas y polvo que dan origen a astros de entre 0,8 y 9 masas solares
la mayoría de las veces y con menor frecuencia a otras de hasta 20 masas solares. Sin
embargo, en ocasiones esas nebulosas pueden concentrar cantidades ingentes de material y
dan origen a estrellas muy grandes y pesadas cuyas masas pueden llegar a las 80-100 masas
solares.
Estas estrellas nacen gigantes y por tanto como ya podemos deducir a estas alturas, se
posicionan en la parte izquierda del diagrama H-R y son de muy corta vida pero de gran
luminosidad y elevadísimas temperaturas. Además, siempre estarán fuera del camino típico
de evolución que denominábamos secuencia principal.
Hemos de distinguir dos tipos de cara a su evolución: aquellas que oscilan entre 20-45
masas solares y las que superan las 45 masas solares.
a) Supergigantes azules de 20-45 Masas Solares.- Son similares a las gigantes azules que
vimos anteriormente solo que su periodo vital se reduce drásticamente. Solamente
permanecen entre uno y unos pocos millones de años hasta desplazarse a la
derecha del diagrama HR e ir pasando sucesivamente por las fases de supergigante
amarilla y roja. Ejemplo de esta categoría es Rígel en la constelación de Orión con
unas 20 masas solares y una temperatura de 12.000 K.
b) Supergigantes azules de más de 45 masas solares.- En ellas la evolución anteriormente
descrita sufre un cambio. Al ser tan masivas, su vida es tan turbulenta que no
pueden dar lugar a una supergigante roja puesto que pierden ingentes cantidades
de materia mientras permanecen como supergigantes azules. ¿Cómo puede ocurrir
algo así? La respuesta está en la propia luminosidad de la estrella. Hemos
mencionado en varias ocasiones que las estrellas están en equilibrio hidrostático
entre la gravedad que tiende a colapsarlas y la presión de la radiación que tiende a
expandirlas. Al hablar de las supernovas vemos que en un momento dado, la
gravedad gana la batalla. Bien, pues ahora es la presión de la radiación la que va a
vencer.
La luminosidad que puede atravesar una capa de gas en equilibrio, suponiendo
simetría esférica es limitada (recordemos que las estrellas son “bolas de gas”).
Pero, esto ¿qué significa? Pues sencillamente que a partir de cierta masa, la estrella
se desequilibra y se descompone a si misma porque la luz que emite la desgarra,
expulsando materia a jirones. La presión por radiación gana el pulso y la estrella
se muere de puro brillante. Esto sí que es morir de glamour.
¿Dónde está ese límite de tamaño? El astrofísico británico Arthur Eddington en
1926 lo calculó en 120 Masas solares. La mayoría de las supergigantes azules
conocidas no sobrepasan el límite de Eddington. Pero…
Tras el lanzamiento del Telescopio espacial Hubble y la inauguración del Very
Large Telescope en Chile, los datos combinados de ambos instrumentos
ofrecieron una sorpresa al estudiar el cumulo estelar “30 Doradus” más conocido
como nebulosa de la Tarántula, en la gran nube de Magallanes. En él, la estrella
catalogada como R136a1 presenta una luminosidad 8.700.000 veces la del Sol con
una masa estimada en unas ¡265! masas solares. Probablemente estemos ante una
estrella ya en desequilibrio que habiendo nacido con cerca de 320 masas solares
haya adelgazado hasta su estado actual en unos pocos cientos de miles de años.
Sin embargo otros astrónomos opinan que hay que dar por hecho la existencia de
estrellas de entre 150-300 masas solares. Permanezcamos atentos, tal vez todavía
no haya aparecido el Moby Dick estelar…
Nebulosa de la Tarántula, NGC 2070 en la Gran Nube de Magallanes. Telescopio espacial Hubble.
En ella se encuentra R1361a, la estrella más masiva y luminosa conocida. NASA
¿Cómo evolucionan estas supergigantes azules? Si piensas que de un modo poco
pacífico, has acertado. Pasan por dos fases: Estrella Variable Luminosa azul y Estrella de
Wolf-Rayet.
a) Estrella Variable Luminosa azul (VLA).- Nuestra supergigante azul ahora inicia un
periodo de vida agónico y violento. Ya sabemos que se desgarra emitiendo chorros
de materia por la presión de la luminosidad, pero no lo va a hacer de una forma
constante y continua sino que va experimentar repentinas erupciones que van a
hacer que su brillo oscile en escalas de años. Vamos a cerrar los ojos e imaginarnos
un geiser astrofísico, emitiendo chorros de gas azul tan poderosos que a veces se
pueden confundir con explosiones de supernova. Van acompañados de enormes
vientos provocados por la presión de radiación que arrastran gases en remolinos que
se curvan formando tirabuzones de plasma antes de perderse en el vacío…
Bienvenidos a Eta Carinae.
La VLA más conocida es Eta Carinae, en la constelación de Carinae (la quilla), en
el hemisferio Sur.
Eta Carinae solo tiene unos dos millones de años, pero ya se está muriendo, dado
que con cerca de 110 masas solares ha entrado en su fase final. A pesar de ello,
brilla unas cuatro millones de veces más que el Sol. Fue catalogada por vez primera
en 1677 por Edmund Halley (si, el del cometa) y desde entonces ha tenido tantas
variaciones de luminosidad que en 1843 era la segunda estrella más brillante del
cielo por detrás de Sirio, pero en 1920 era visible sólo con telescopio. En 1843, una
gran explosión creó la nebulosa del Homúnculo, asociada a la estrella. Se estima
que en esta explosión se expulsó materia equivalente a unas 30 masas solares.
Estrella Eta Carinae y nebulosa del Homúnculo causada por la erupción de 1843. Telescopio Hubble NASA
b) Estrella de Wolf-Rayet.- Son muy infrecuentes y apenas se han detectado unas 200
en toda la vía láctea. Su luz se emite principalmente en el ultravioleta y lo que les
caracteriza es el viento. Al haber perdido ingentes cantidades de materia por presión
de radiación, las estrellas W-R acaban por dejar al descubierto su núcleo, formado
por elementos más pesados como Carbono y Oxígeno. La estrella ahora oscila entre
las 22 y las 37 masas solares, el resto se ha perdido. Su temperatura disminuye pero
el viento sigue actuando y arrancando materia a un ritmo increíble, ya que le puede
hacer perder una masa solar en menos de mil años. Al final pueden terminar como
una supernova o como un brote de rayos gamma.
En la constelación de Canis major, no muy lejos de Sirio, tenemos una Wolf-Rayet
que con sus huracanes estelares y cañonazos de rayos X ha modelado nada más y
nada menos que… el casco de Thor. En efecto, la estrella HD56925 ha esculpido
una burbuja alada con la forma del casco del dios nórdico, gastando para ello la
nada despreciable cifra de 20 masas solares de gas y plasma. Ahora solo nos queda
buscar el Valhalla…
NGC 2359, nebulosa de emisión “El casco de Thor”, asociada a la estrella WR 7 (HD56925) en Canis Major.
Telescopio Hubble. NASA.
7. MUERTE DE LAS ESTRELLAS. LOS REMANENTES ESTELARES.
EXTRAÑOS CADAVERES.
Ya hemos visto unos cuantos cadáveres estelares, e incluso hemos hecho alguna
autopsia…
Hemos hablado de enanas blancas de helio. También de enanas blancas de carbono y oxígeno,
que pueden reactivarse robando materia de una compañera y morir en una explosión de
supernova tipo 1a. Hemos visto las espectaculares nebulosas planetarias con su enana blanca
central. Y por supuesto, hemos visto morir a las estrellas más masivas en inimaginables
explosiones llamadas supernovas.
Vamos a buscar los últimos y más inquietantes cadáveres, que son precisamente los que
nos dejan tras de sí las supernovas. Entremos en la morgue, hay sorpresas aseguradas:
7.1 Las estrellas de neutrones.- Al hablar de las supergigantes rojas y las supernovas, vimos
que hay un momento crítico, que es cuando el núcleo alcanza el límite de Chandrasekhar
(1,44 masas solares). Los procesos que se desencadenan acaban en una explosión titánica a
la que sobrevive el viejo núcleo estelar. Pero ahora es algo muy distinto. Recordemos que la
materia está formada por átomos que constan de un núcleo de protones (con carga positiva)
y neutrones (sin carga) alrededor del cual orbitan los electrones (con carga negativa).
En estas estrellas, los protones y los electrones se han comprimido tanto que se han
aniquilado, dando lugar a neutrones. Salvo una pequeña corteza de hierro de 1,5 km de
espesor, toda esta estrella está formada por una pulpa de neutrones. Si las enanas blancas
eran densas y masivas, prepárate, porque en una estrella de neutrones de unos 19 km de
diámetro se puede guardar 1,5 veces la masa del Sol. Si pudiésemos llenar un dedal de esa
sopa de neutrones, nos pesaría cerca de 100.000.000 de toneladas.
Además de densas son muy calientes, porque guardan la temperatura del núcleo antes de la
explosión, es decir unos 3.000 millones de grados K.
Corte de una estrella de neutrones. Ilustración del autor
Hay dos variedades interesantes de estrellas de neutrones: los púlsares y los magnetares.
Los púlsares (del inglés pulsating star) son estrellas de neutrones que emiten pulsos de
radiación electromagnética a intervalos regulares y en relación a la rotación del objeto. Hay
estrellas de neutrones que giran como locas, de tal manera que un punto en su superficie se
desplaza a 70.000 kms por segundo, casi ¼ de la velocidad de la luz. Solo su inmensa fuerza
de gravedad impide que se despedacen a esas velocidades. En los polos de la estrella se
produce la actividad más intensa, de tal manera que de ellos surgen unos chorros de radiación
en forma de rayos X, gamma u ondas de radio. A veces esos polos están desplazados respecto
al eje de rotación, y por tanto cuando uno de estos púlsares apunta a la Tierra, recibimos la
radiación a intervalos exactos y constantes. Eso es lo que ocurrió cuando en 1967 se detectó
el primer Púlsar, que emitía ondas de radio cada 1,337 segundos exactos, razón por la cual
sus descubridores pensaron que era una fuente de comunicación de algún tipo de inteligencia
y la bautizaron como LGM (little green men, u hombrecillos verdes).
Pulsar de la Nebulosa del cangrejo, M1. Telescopio Hubble. NASA
Un magnetar es una estrella de neutrones de intensísimo campo magnético que emite
relámpagos de radiación muy breves, pero descomunales, en forma de rayos x y rayos
gamma. Un magnetar rota más despacio que un pulsar y su gran campo magnético es capaz
de atraer materia de los alrededores, pero con el tiempo decrece en intensidad debido a las
explosiones electromagnéticas que sufre y en las cuales pierde energía. Así, tras unos 10.000
años, ese campo magnético se ve sensiblemente reducido. El 27 de Diciembre de 2004, el
Magnetar SGR 1806-20 situado (por fortuna) a 50.000 años luz, emitió una explosión de
rayos gamma tan intensa que hubiese acabado con la vida en la Tierra de haberse producido
a tan solo 10 años luz, porque hubiese fulminado la capa de ozono al recibir en un segundo
la radiación equivalente a la emitida por el Sol en 250.000 años.
Las estrellas de neutrones son cuerpos fantásticos y poco conocidos, pero lo cierto es que
pueden rebasar el límite de Chandrasekhar, llegando a alcanzar las tres masas solares. Hasta
ese límite, la presión de degeneración de los neutrones impide a la incansable gravedad
colapsar aún más y más la materia y la estrella está en equilibrio. Pero una bola de neutrones
que supere las tres masas solares no resiste a la gravedad, y entonces se forma algo de lo más
extraño que nos puede ofrecer el universo: un agujero negro.
7.2 Los agujeros negros.- Son quizá los objetos astronómicos más desconcertantes y difíciles
de entender, pero a su vez están dentro de la cultura popular al haber sido incorporados a la
misma por la televisión y el cine. Pero para hablar de ellos e intentar comprenderlos bien me
voy a meter en camisas de once varas hablando de la relatividad general y del espacio-tiempo.
Voy a tratar de explicarme con analogías y ejemplos fáciles, que ya advierto que surfean
peligrosamente sobre los conceptos científicos puros, con lo cual pido desde ahora mismo
comprensión y disculpas a los lectores más exigentes.
Albert Einstein, el mayor genio científico del siglo XX y uno de los mayores de todos los
tiempos cambió la forma en que vemos el espacio y lo asoció a una magnitud que parece
lineal e invariable: el paso del tiempo. La clave es la velocidad. En efecto, el espacio
tridimensional, donde podemos definir un punto con tres coordenadas se “relativiza” en
función de la velocidad a la que nos movamos. Lo siento, ya sé que no se entiende. Pero
vamos con un ejemplo. Juan está en Burgos y su novia Ana en Madrid. La distancia entre
Burgos y Madrid es de unos 240 km. Decimos entonces que Juan está a 240 km de Ana.
Puede parecer una magnitud absoluta, y vista así lo es, pero, ¿y si lo medimos en función de
la velocidad? Ah, entonces diremos que Juan está a dos días de Ana si va andando (5 km/h),
o a dos horas (120 km/h), si va en coche. Pero lo que está claro es que el tiempo que mide el
reloj de Juan (en movimiento) y el de Ana (en reposo) será siempre lo mismo, dos días o dos
horas. ¿Seguro?
Ahora llega Einstein y nos grita como en el famoso anuncio: ¡Eeerroooor! ¿Pero que dice
este hombre?, ¿Cómo es posible? Para la experiencia cotidiana, en la cual nos movemos a
“bajas” velocidades (en relación a la velocidad de la luz), los relojes al parecer marcan un
paso del tiempo lineal e invariable. Pero si nos movemos a altas velocidades, al igual que el
espacio se “relativizaba” en función de la velocidad, también lo hace el tiempo.
Ahora supongamos que es Juan quien decide viajar al planeta Flower, distante 10 años luz de
la Tierra, para recoger allí la variedad de orquídea galáctica más exótica del universo y
regalársela a Ana, que se queda en la Tierra. Para ello Juan dispone de una versión tuneada
y full equipe del Halcón Milenario, que es capaz de desarrollar una velocidad de crucero del
87% de la velocidad de la luz. Aplicando los efectos relativísticos de dilatación del tiempo,
el viaje de ida y vuelta para Juan habrá durado 11,55 años (5,77 de ida y 5,77 de vuelta,
porque el espacio también se “contrae”, pero no entro en ello para no volvernos más locos),
y sin embargo al llegar con su ramo de orquídeas, se encuentra que Ana ha envejecido 23,1
años (pero sigue siendo una madurita interesante).
Tenemos que cambiar nuestra percepción más intuitiva y pensar que espacio y tiempo van
asociados en una simbiosis inseparable, de tal manera que el tejido espacial donde nos
situamos tanto planetas, estrellas y galaxias, como seres humanos, alberga cuatro
dimensiones, y puede contraerse y dilatarse de tal manera que las distancias y el paso del
tiempo son relativos.
Una causa que dilata ese espacio-tiempo es la velocidad. La otra es la gravedad, y aquí entra
de nuevo en juego nuestro agujero negro.
Vamos a imaginar el espaciotiempo como un tejido rectangular (una sábana por ejemplo)
que sostenemos en tensión de sus cuatro esquinas. Es en esa sábana donde se depositan,
estrellas, planetas, galaxias y cualquier cosa que tenga masa. Si depositamos algo con poca
masa, la sábana ni lo nota y no sufre ninguna deformación. Pero si depositamos algo muy
pesado, por ejemplo el planeta Tierra la sábana se curva en torno al objeto. Ya hemos
deformado el espaciotiempo, creando un campo de atracción gravitacional por la propia
curvatura generada. En efecto, esa es la misma atracción gravitacional que hace, por
ejemplo, que la Luna orbite en torno a nuestro planeta. La gravedad no es más que una
manifestación de la curvatura espaciotemporal.
La tierra curvando el espacio-tiempo por gravedad. Wikipedia.
Ahora en vez de la Tierra pongamos algo más masivo, como el Sol, la curva será mayor.
Luego una enana blanca, el espaciotiempo se ha deformado más aún y también la atracción
gravitatoria es mucho más intensa. Cambiemos la enana blanca por una estrella de neutrones
de tres masas solares encerrada en una esfera de 23 km de diámetro. ¿Qué tenemos? Una
curva pronunciadísima y una atracción gravitacional que hace que cualquier material que
pase por su cercanía se precipite en caída libre hacia la estrella.
¿Y si se superan las tres masas solares? Pues ese tejido espacio temporal presentará una
curvatura de deformación infinita, con lo cual podemos decir que se “rasga” creando un
punto (singularidad) cuya atracción gravitatoria es tan intensa que ni la luz que pasa por su
cercanía (horizonte de los sucesos) puede escapar y queda engullida por él. Un agujero negro.
Curvatura espaciotemporal causada por una singularidad (agujero negro). Wikipedia
Según lo dicho hasta ahora podemos imaginar lo extraña que debe ser la física en las
cercanías de un agujero negro. El tiempo transcurriría más despacio para un observador
externo y los movimientos de un astronauta situado en esta zona aparecerían como
congelados en el tiempo para ese mismo observador exterior. Más allá y por simplificar
podemos decir, que rebasado ese horizonte de sucesos, que es como la frontera o el punto de
no retorno del agujero, toda materia caería irremisiblemente hacia dentro, estirándose como
un fideo.
Detectamos los agujeros negros, no porque se vean como un vacío “negro” contra un fondo
de estrellas sino por los efectos asociados a sus violentas capturas de materia. El primero de
ellos, conocido como Cygnus X1 es una fuente de rayos X originada por el calentamiento de
la materia que cae en un chorro incesante hacia el agujero proveniente de una estrella
cercana. En muchos centros de galaxias se han detectado por estos métodos indirectos
agujeros negros supermasivos, y las teorías apuntan a que son un proceso natural en el
devenir de una galaxia.
Un agujero negro puede ser tan pequeño como una esfera de unos 24 km y contener sólo tres
masas solares. Tal es el caso de J1650 en la constelación de Ara (el altar). Pero puede ser tan
grande como OJ 287 en la constelación de Cáncer, que tiene nada más y nada menos que la
masa de… (agárrate) 18.000.000.000 de soles (si, dieciocho mil millones)
Ilustración artística que recrea un agujero negro atrayendo material de una estrella cercana. El material se calienta
y emite rayos X que nos permiten detectar el agujero. NASA
EPILOGO
Hemos acabado nuestro periplo por la vida de las estrellas. Comenzamos en una zona
tan vacía como el medio interestelar con apenas una molécula por centímetro cúbico y hemos
llegado a agujeros negros dieciocho mil millones de veces más grandes que el Sol.
Es impresionante lo que hay ahí fuera, y asusta pensar que nuestro conocimiento es la
mayoría de las veces superficial, ya que apenas sabemos nada de la naturaleza última que
gobierna todos estos fenómenos. El mero hecho de reflexionar acerca del universo y sus
misterios, donde se mezcla lo descomunal y lo violento, lo efímero y lo casi eterno, puede
agobiar a muchas personas que se sienten más cómodas sin despegar los pies de la Tierra y
sin desatarse de la experiencia cotidiana.
Pero somos seres curiosos por naturaleza. Y esa curiosidad, muchas veces inútil, es la
que nos hace avanzar en el conocimiento y en la verdad de las cosas. El mundo no es como
pensamos, sobre todo en la escala de lo muy pequeño o lo muy grande, y el conocimiento
del mismo siempre nos aportará ventajas, o por lo menos un punto de vista más adecuado
para poder enfocar mejor nuestras creencias o la ausencia de estas.
Ojalá no haya sido tan pesado como una estrella de neutrones, ni que la lectura de este
artículo se te haya hecho tan larga como el desarrollo de una enana azul. Por el contrario,
mi intención es haber iluminado tu curiosidad con la luz de una supernova, y que tus dudas
sobre la vida estelar se hayan evaporado como la materia que engulle un agujero negro.
Espero haberlo logrado.
Ángel Palomares Rodrigo, 2015
Asociación Astronómica de Burgos
[email protected]