La química de las estrellas

La química de las estrellas
Cuando en 1830 el filósofo francés Auguste Comte publicó su Curso de
filosofía positiva, fue tajante en su arremetida contra el estudio de todas aquellas
cosas que no estuvieran "sustentadas en los hechos". Para ejemplificar esta cuestión,
Comte señaló que "jamás sabremos de qué están hechas las estrellas", y por lo tanto
la ciencia y la filosofía debían eliminar de sus objetivos "algo que las enormes
distancias nos impedirán saber jamás".
Sin embargo, apenas cuatro años después de la muerte de Comte, lo que
"jamás se sabría" se supo: los científicos observaron que la luz que llega desde las
estrellas trae información sobre su composición química. Incluso antes de la muerte de
Comte estaban todas las piezas del rompecabezas, sólo faltaba armarlo.
Fogatas de los dioses
Es lógico suponer que, al levantar la vista hacia el cielo estrellado, los primeros
humanos se hayan preguntado acerca de esos extraños puntos de luz que salpican el
cielo nocturno. Lo único que el hombre conocía en la Tierra que brillara con luz propia
era el fuego, por lo tanto era natural que creyera que las estrellas eran exactamente
eso: fuego. Algunos creyeron que eran fogatas encendidas por los dioses. Otros, en
cambio, pensaron que la noche era la enorme piel negra de algún animal desconocido
que cubría el cielo, y que las estrellas eran la luz del día que se veía por pequeños
agujeritos hechos en su piel.
Desde los tiempos más remotos, en casi todas las culturas aparecieron
explicaciones más o menos verosímiles sobre el origen, composición y movimiento de
los objetos que vemos en el cielo. Anaxágoras, astrónomo jonio que vivió en el año
450 a.C., creyó que el sol y las estrellas eran piedras candentes, mientras que
Aristarco de Samos, en el año 200 a.C., sospechó que las estrellas eran soles muy
lejanos. Sin embargo, debieron pasar miles de años de observaciones y
especulaciones para que el misterio de los cielos comenzara a develarse. A mediados
del siglo XIX se descubrió que podía comprenderse la estructura de las estrellas
analizando la luz que proviene de ellas. De esta manera se puede determinar, por
ejemplo, su composición química. Hoy sabemos que no hay fuego en las estrellas sino
que cada una de ellas es como un enorme reactor de fusión nuclear.
Un arco iris con rayas negras
Cuando un haz de luz blanca atraviesa un prisma se separan los haces de
distintos colores que la componen. Una parte de la luz es reflejada, en este caso
hacia arriba y hacia abajo. (Fotografía: Charles Spenton.)
Isaac Newton fue un pionero en el intento de descifrar la composición de la luz
solar. En 1666, cuando era un estudiante de la Universidad de Cambridge, realizó un
pequeño orificio en su ventana, a través del cual se filtró un rayo de sol. Con el cuarto
a oscuras, hizo pasar el fino haz de luz a través de un prisma. Se proyectó, entonces,
sobre una pantalla, la franja con los colores del arco iris, que corresponde al espectro
solar. La conclusión fue evidente: la luz blanca, proveniente del sol, era en realidad la
suma de luces de muchos colores.
Muchos años después, en 1814, el alemán Joseph von Fraunhofer, que
trabajaba en la construcción de instrumentos ópticos e investigaba en el Instituto
Óptico de Munich, observó el espectro solar con gran detalle, usando un telescopio, y
descubrió la presencia de numerosas líneas oscuras que atravesaban verticalmente
las bandas de los colores del arco iris. Otros científicos habían notado la presencia de
estas líneas pero no les dieron mayor importancia; Fraunhofer decidió, en cambio,
estudiarlas con cuidado. Así, llegó a observar más de 700 líneas negras y notó que las
rayas aparecían siempre en el mismo lugar del espectro. Por eso sospechó que
estaban relacionadas estrechamente con la fuente de luz, el sol.
En el espectro solar se pueden observar numerosas líneas negras.
Cada elemento con su propia luz
Para corroborar su hipótesis, hacia 1818, y con el auxilio de telescopios y
prismas cristalinos, Fraunhofer comenzó a estudiar la composición de la luz -el
espectro- de otras estrellas. Notó que algunas presentaban un espectro muy similar al
del sol, pero otras (como Aldebarán) tenían espectros con rayas muy diferentes.
Tratando de comprender lo que sucedía, Fraunhofer observó el espectro de
luces provenientes de lámparas con tubos que contenían gases de distintos
elementos, que emitían luces de diferentes colores. Su intuición le decía que cada gas
emitiría luz con un espectro diferente caracterizado por el número y distribución de las
líneas. Pensó que de esta manera se podría conocer la composición química de la
fuente emisora de luz con sólo estudiar su espectro. Estaba en lo cierto.
En los laboratorios se comenzó a estudiar los espectros de sustancias
conocidas. Se confirmó que cada elemento produce, al ser calentado, una luz con un
espectro de líneas luminosas que le son propias y cuya distribución no se repite en
ningún otro. Estos espectros se llaman espectros de emisión porque la luz de cada
línea es emitida por el elemento. Las líneas de Fraunhofer -o líneas espectrales, como
se las llama actualmente- se convirtieron, entonces, en las "huellas digitales" de los
elementos. De esta manera, la presencia de un elemento puede detectarse
observando su espectro de emisión por medio de un espectroscopio. Este instrumento
descompone la luz, separando los haces de diferente color y permite visualizar el
espectro.
En los espectros de emisión del hidrógeno (H) y el helio (He) se pueden
apreciar
líneas
brillantes
cuyo
características de cada elemento.
número,
intensidad
y
distribución
son
Fraunhofer murió cuando tenía 39 años y dejó inconclusa su importante
investigación. El físico alemán Gustav Robert Kirchhoff ordenó las ideas que aún
quedaban sueltas y reprodujo las experiencias de Fraunhofer. Kirchhoff hizo pasar luz
solar a través de vapores de distintos elementos, por ejemplo sodio. El vapor de sodio
absorbió parte de la luz y se oscurecieron algunas zonas del espectro solar. Descubrió
así que el vapor de un elemento, cuando tiene menor temperatura que la fuente de luz
que lo ilumina, absorbe luz de los mismos colores que brillan en el espectro de emisión
del elemento. De esta manera se genera un espectro de absorción, caracterizado por
las zonas oscuras que posee. Dicho de otro modo, los elementos presentan líneas
brillantes en su espectro cuando emiten luz y líneas oscuras cuando absorben la luz
de otra fuente.
Una muestra en estado gaseoso absorbe radiación de ciertos colores, que se
observan en el espectro de absorción. Para obtenerlo, se hace pasar un haz de luz
blanca, cuyos colores se descomponen con un prisma (también se utilizan redes de
difracción), a través de la muestra. Al proyectarse el espectro resultante se observan
zonas oscuras que corresponden a las líneas de absorción, características de la
muestra.
La interacción entre la luz y los átomos se explica según los cambios de nivel
energético de los electrones.
Información que viene del cielo
Lo que dicen los espectros de las estrellas
En el análisis de la luz de cada estrella, por medio de espectroscopios, se
observa un espectro característico con líneas oscuras que revelan los elementos que
se encuentran en ella. Cada línea oscura corresponde a un elemento químico,
presente en la parte más externa de la estrella, el cual intercepta parte de la luz
emitida por la propia estrella. Por ejemplo el sol, en la parte amarilla de su espectro,
presenta dos líneas oscuras que ocupan la misma posición que las líneas luminosas
que aparecen en el espectro de emisión del sodio. De esta manera, se puede
establecer que el sodio es uno de los elementos presentes en el sol.
La luz proveniente de la superficie caliente del Sol pasa a través de la
atmósfera solar más fría, es absorbida en parte, por eso llega a nosotros
presentando las características líneas oscuras en su espectro. Las líneas
oscuras del espectro del sol coinciden con líneas de los espectros de algunos
elementos y revelan la presencia de estos elementos en la superficie solar. Las
longitudes de onda de las radiaciones se indican en nanometros (nm).
De qué está hecho el Sol
La posición e intensidad de las líneas oscuras del espectro solar han permitido
establecer que casi las tres cuartas partes de la masa del Sol son hidrógeno, el
elemento más simple. Casi todo el resto es helio, el segundo elemento más simple. En
suma, entre hidrógeno y helio suman alrededor del 98 por ciento de la masa solar. El
2% restante está compuesto, aproximadamente, por la siguiente proporción de
elementos: 0,8% de oxígeno, 0,6% de carbono, 0,2% de neón, 0,15% de nitrógeno,
0,05% de magnesio, y, en menor porcentaje aún, hierro, sodio y silicio.
El hidrógeno y el helio, en proporciones similares, son también los elementos
más abundantes en todo el Universo.
Las estrellas en orden
En 1885, los investigadores del Observatorio de Harvard (EE.UU.) comenzaron
un detallado informe sobre los espectros de las estrellas, que fue completado y
mejorado en el transcurso de los años. Este trabajo permitió ordenar los espectros de
acuerdo con el aspecto que presentaban las líneas de absorción. Originalmente se
utilizaron letras en orden alfabético, pero luego, al comprobar que algunas estrellas
clasificadas en forma separada correspondían a un mismo tipo, fue necesario eliminar
algunas categorías y quedó una sucesión de letras salteadas.
Los tipos espectrales se ordenaron secuencialmente de la siguiente manera: O,
B, A, F, G, K y M. A su vez, cada tipo se subdividió, y se le asignaron números del 0 al
9. El sol, por ejemplo, pertenece al tipo G2; Sirio al A0 y Antares al M1.
Existen también otros tipos de espectros, similares al tipo M, designados R y N,
por un lado y S, por otro. Además, se encuentran otros espectros, de tipo W, muy
diferentes a los anteriores y que no están incluidos en la clasificación precedente.
Estos espectros corresponden a estrellas conocidas como Wolf-Rayet, que poseen
una gran atmósfera gaseosa que las envuelve.
La secuencia de letras corresponde a la secuencia de temperaturas de las
estrellas, que también se relaciona con su color y composición. Así, las estrellas O son
las de mayor temperatura, de color azul, y las M las de temperatura menor, de color
rojizo. En las estrellas más calientes predominan los elementos más livianos (el
hidrógeno y el helio), y al disminuir la temperatura se encuentran elementos metálicos,
ionizados y sin ionizar. En las estrellas de menor temperatura se encuentran átomos
combinados.
La materia en las estrellas
La materia del interior de las estrellas se encuentra a temperaturas muy
elevadas, en su mayor parte en un estado llamado plasma. Las características del
plasma pueden comprenderse mediante un experimento imaginario con un cubo de
hielo.
El hielo está formado por moléculas de agua -compuestas por dos átomos de
hidrógeno y uno de oxígeno- unidas en una red cristalina. Aun cuando el hielo no esté
derretido, las moléculas vibran. Si se les entrega calor, las moléculas adquieren
energía cinética y vibran más, hasta desarticular completamente el cristal. El agua
abandona el estado sólido y pasa al estado líquido.
Si se continúa entregando calor, el agua aumenta su temperatura y las
moléculas se mueven más rápido. Mientras las moléculas de agua se mantengan
unidas, permanecerán en estado líquido. Pero si la temperatura sigue aumentando, las
moléculas se separarán y el agua se convertirá en vapor. ¿Qué sucedería si se
pudiera calentar el vapor indefinidamente? Al principio las moléculas de agua se
agitarían vigorosamente e intentarían separarse más entre sí. A temperaturas mayores
los átomos que componen las moléculas se moverían tanto que se separarían y ya no
existirían las moléculas, habría átomos sueltos. Si se pudiese superar el millón de
grados ya no tendríamos átomos de oxígeno y de hidrógeno, sino simplemente
partículas subatómicas sueltas moviéndose en una "sopa infernal". Lo que se
obtendría en este experimento hipotético es un cuarto estado de la materia, llamado
plasma, que abunda en las estrellas.
Reacciones nucleares en las estrellas
Cuando dos núcleos de hidrógeno, como los deuterones, se fusionan se
forma un núcleo de helio, se desprende un neutrón y se libera energía.
En una estrella como el sol, hay partículas formadas por un protón y un
neutrón, que son núcleos de átomos de hidrógeno llamados deuterones. Millones de
estas partículas recorren vertiginosamente el plasma solar y en ocasiones colisionan
entre ellas. Si dos deuterones logran acercarse lo suficiente, se fusionan formando un
núcleo de helio, se libera una enorme cantidad de energía y se desprende un neutrón..
Esta es una reacción de fusión nuclear, que en el sol produce la transformación
de 650 millones de toneladas de hidrógeno en helio por segundo. Una pequeña
fracción de la energía que se libera en esta transformación es la que llega a la Tierra y
permite el desarrollo de la vida.
Para comprender la estructura de las estrellas, los científicos debieron develar
los secretos del núcleo atómico. Durante la primera mitad del siglo XX, los físicos
lograron responder muchos interrogantes sobre sus propiedades. Además, lograron
reproducir en escala de laboratorio diversas reacciones nucleares. Así pudieron medir
la enorme magnitud de la energía de las reacciones nucleares, como la que se libera
al unir dos núcleos, en la fusión, o a partir de la descomposición del núcleo de un
átomo pesado, en la fisión. La comprensión de estos fenómenos permitió interpretar
los datos que se recibían de las estrellas y elaborar teorías sobre la formación de la
materia en el universo.
Por otra parte, estos conocimientos sirvieron para plantear opciones para
reemplazar al petróleo en el suministro de energía. Se construyeron reactores
nucleares que producen energía eléctrica a partir de la fisión de los átomos de uranio o
de plutonio. Éstos tienen el inconveniente de generar residuos radiactivos altamente
contaminantes. Una esperanza para solucionar los problemas energéticos que plantea
el desarrollo industrial es llevar las experiencias de fusión controlada al nivel industrial.
Así se podrá garantizar la producción de energía barata y limpia, a partir del hidrógeno
como combustible, liberando residuos inocuos, como el gas helio. De esta manera,
dominando la química de las estrellas, tendremos nuestros propios soles en la Tierra.
La luz y los átomos
Para comprender por qué se forman los espectros de absorción y de emisión
de un elemento, se debe recordar la naturaleza de la luz y la estructura de los átomos.
La luz, emitida o absorbida por un átomo, por ser una radiación electromagnética, se
caracteriza por su longitud de onda. Esta longitud de onda, a su vez, determina el color
y la energía de la radiación. La relación entre la energía (E) de una radiación y su
longitud de onda (λ) es:
E = hc / λ
(h es un número llamado constante de Planck, c es la velocidad de la luz)
Un electrón absorbe radiación cuando pasa a un nivel energético superior
y la emite cuando pasa a un nivel energético inferior.
Un átomo puede emitir o absorber luz según se produzcan cambios en la
configuración de sus electrones. Según el modelo atómico del físico danés Niels Bohr,
los electrones se encuentran alrededor del núcleo ubicados en zonas de diferente nivel
de energía. Los electrones más alejados del núcleo atómico poseen mayor energía
que los electrones que se encuentran más cerca del núcleo. Los electrones pueden
"saltar" de un nivel energético a otro y cuando esto sucede, el átomo absorbe o emite
energía en forma de luz. La absorción de luz se produce cuando un electrón pasa de
un nivel a otro más alejado del núcleo. La longitud de onda (y el color) de la luz
absorbida corresponde a la diferencia de energía entre ambos niveles. Cuando un
electrón, en cambio, desciende de un nivel a otro de menor energía se emite una
radiación.
Energía de las reacciones nucleares
La gran cantidad de energía que se libera en una reacción nuclear puede
explicarse por la transformación de materia en energía propuesta por Albert Einstein.
Según este científico, en una reacción química se conserva la suma de la masa y la
energía porque podrían interconvertirse entre sí.
Cuando una determinada masa (m) se convierte en energía (E), la cantidad de
ésta que se produce es:
E = mc2
(c es una constante que corresponde a la velocidad de la luz en el vacío)
Como la constante c es muy grande, una pequeña masa puede transformarse
en gran cantidad de energía.
En las reacciones nucleares la energía liberada corresponde a la diferencia en
la masa entre los reactivos y los productos. Por ejemplo, en la fusión de dos
deuterones se originan un átomo de helio y un neutrón, cuya masa total es ligeramente
inferior a la de los dos deuterones. Esta diferencia, multiplicada por c2, corresponde a
la energía desprendida.
El mismo principio permite calcular la energía que se libera en las reacciones
de fisión nuclear, como las que ocurren en los reactores nucleares y en las
explosiones de bombas atómicas.
Bibliografía comentada
Sagan, Carl, Cosmos, Barcelona, Planeta, 1980. Libro clásico de divulgación
en astronomía. Explica en forma sencilla y amena diversos temas vinculados a la
astronomía general. En el capítulo titulado "La vida de las estrellas" explica con
claridad y términos sencillos la estructura y composición química de las estrellas.
Asimov, Isaac, Introducción a la ciencia, I. Ciencias físicas, Madrid,
Hyspamérica, 1986. Libro que dedica un capítulo completo a los elementos químicos,
otro a las partículas subatómicas y otro a los fenómenos ondulatorios, como la luz.
Incluye abundante información sobre estos temas y otros, como energía nuclear,
formación del sistema solar y el universo.
Asimov, Isaac, Enigmas de la Tierra y el espacio al alcance de todos,
Buenos Aires, Atlántida, 1992. Obra en la que Asimov, en cada uno de sus 111
capítulos, se dedica a responder algunas de las preguntas más frecuentes en
astronomía. Entre ellas: ¿qué es la luz solar?; ¿qué son las líneas espectrales?; ¿de
qué está hecho el sol?; ¿cómo hace la energía nuclear para alimentar el sol?
Moeller, Therald, Química inorgánica, Barcelona, Reverté, 1979. Libro de
texto universitario, que incluye la química de los elementos.
Tagle, José Antonio, La fusión nuclear, Madrid, Dominós, 1995. Trabajo que
explica en términos sencillos cuál es el origen de la energía que se produce en el sol y
en las estrellas. Presenta el desarrollo de la fusión nuclear controlada.
textos: Carlos Borches y Patricia A. Olivella
ilustraciones: Sergio Merayo y Matías Martucci
fotografías: Charles Spenton y Anglo-Australian Observatory
edición: Eduardo Ortí