Nacimiento de estrellas
Como la lluvia, una estrella es una gota condensada en el seno de una nube de gas. Sin embargo, en comparación con las condiciones que reinan sobre la Tierra, puede decirse casi que una estrella se forma a partir de la nada: el aire que respiramos contiene treinta
millones de millones de átomos por centímetro cúbico, mientras que una nube interestelar cuenta apenas con algunas decenas. En contrapartida, se extiende sobre centenares de años- luz y reúne masas que equivalen a varios millares de soles. La nube interestelar se distingue también de la nube atmosférica por su composición química: posee, en término medio
dieciséis átomos de hidrógeno 1
por cada átomo de helio, más algunas trazas de elementos más elaborados como carbono, nitrógeno o hierro.
La nube interestelar está no sólo enrarecida sino además fría: a 0 sumo a 100° de Kelvin 2.
Tal nube permanecerá estable indefinidamente en la medida en que las velocidades de agitación de sus átomos, responsables de la temperatura, sean suficientes para compensar la gravitación que trataría de reagruparlos. Por consiguiente no pueden condensarse gotas de estrellas, salvo que la nube se vea perturbada.
Se conocen varios mecanismos para comprimir una nube y desencadenar en ella el nacimiento de estrellas. En las denominadas galaxias espirales, las estrellas se encuentran agrupadas principalmente en gigantescos brazos que emanan de un abultamiento central llamado bulbo o núcleo galáctico. Los brazos giran alrededor del núcleo lentamente; de esa manera el Sol, en el brazo de Orión, efectúa la vuelta completa al Centro de nuestra Galaxia en doscientos millones de años. Como los brazos transportan materia, propagan un exceso de densidad cuyo desplazamiento en el medio interestelar está acompañado de una comprensión que provoca allí la condensación de estrellas.
Otro modelo de formación de estrellas reposa sobre la bella idea según la cual el nacimiento o muerte de una estrella puede desencadenar en sí mismo la condensación de una miríada de nuevas estrellas. En efecto cuando una estrella nace en el centro de una nube, su intensa radiación calienta y comprime la periferia de la nube hasta sembrar allí un verdadero «contagio» de condensaciones. La muerte cataclísmica como supernova 3 de una gran estrella tiene efectos análogos; los restos de la estrella, propulsados a velocidades de varias decenas de miles de kilómetros por segundo, barren todo a su paso y transforman las nubes interestelares en viveros de jóvenes estrellas.
Al principio de su comprensión, la nube interestelar se hace opaca. Desde el momento que no absorbe ya la luz de otras estrellas se enfría casi hasta el cero absoluto. Los átomos de la nube son entonces tan lentos, casi fijos, que la atracción gravitatoria mutua domina sobre su movimiento de agitación interna. Ahora bien, la distribución de materia en la nube no es perfectamente homogénea; hay siempre grumos, allí donde haya algo más de átomos que en otro lugar y huecos donde haya un poco menos. Y como la materia engendra la gravitación, hay un exceso de gravitación alrededor de cada uno de los grumos. Estos atraen
irresistiblemente a los átomos próximos, lentos por estar fríos, aumentando su poder atractivo a medida, que los átomos van siendo capturados. Los grumos se transforman entonces en glóbulos más condensados que miden vanos miles de millones de kilómetros y agrupan el equivalente de varias masas estelares.
Es entonces cuando interviene un mecanismo — clave, la inestabilidad de Jeans — , estableciendo que, en un medio disperso una variación de densidad se hace inestable si se alcanza cierta masa crítica. La perturbación se desacopla del medio para formar entonces un sistema estable, ligado por su propia gravitación; sistema auto-gravitante. Es lo que le sucede al glóbulo: demasiado frío para soportar su propio peso, se contrae y se aísla del resto de la nube. Al contraerse, comprime el gas en su centro a presiones, temperaturas y densidades cada vez más elevadas. El gas calentado se pone a radiar energía; desde el negro, el glóbulo vira al rojo...
Un «astro» ha nacido, pero todavía no se le llama estrella pues no radia suficiente energía para mantenerse estable. La proto-estrella continúa pues contrayéndose, si bien a velocidad más reducida. Sólo cuando su temperatura central alcanza 10 millones de grados el hi- drógeno comienza a quemarse a través de reacciones termonucleares. Una nueva energía se inyecta en el corazón del astro que se estabiliza: es una estrella.
¡ Oh, Sol! es el tiempo de la razón ardiente. Guillaume Apollinaire
1 Ver capítulo 6.
En su lucha permanente contra la gravitación, el arma principal de una estrella es el arma nuclear. Su corazón es una bomba que tiende a hacer explotar la estrella y sólo porque la potencia nuclear se ajusta de manera que compensa casi exactamente la gravitación es Por lo que la estrella llega a estabilizarse durante un largo período de calma que puede durar miles de millones de años.
Como su nombre indica, las reacciones termonucleares tienen
Lugar entre núcleos atómicos a muy altas temperaturas y por ello
Conciernen a la estructura íntima de la materia. En el centro de una estrella como el Sol, la temperatura alcanza 15 millones de grados y la presión es igual a trescientos mil millones de veces la presión atmosférica terrestre 4. En tales condiciones los átomos de gas no
ya es de un kilogramo por centímetro cuadrado.
e generalmente se agrupan en moléculas. Los grados Kelvin miden la temperatura respecto al cero absoluto, que es la temperatura mínima que teóricamente puede ser alcanzada, y que resulta igual a • Unos 100° K equivalen pues a una temperatura del orden de 170° C.
sólo son despojados de su cortejo electrónico, reduciéndose a sus núcleos, sino que son catapultados a velocidades tales que los núcleos pueden sobrepasar la repulsión eléctrica e interpenetrarse, fusionarse. Veamos por qué.
Originada en el seno de una gran nube de nitrógeno molecular la estrella está constituida principalmente de hidrógeno. Es el elemento químico más simple, compuesto solamente por un núcleo portador de una carga eléctrica positiva, el protón y de un electrón portador de una carga eléctrica negativa. En una estrella la temperatura es tal que los protones están separados de los electrones y zigzaguean en todos los sentidos como las moléculas de un gas. Puesto que las cargas eléctricas de igual signo se rechazan, cada protón está «protegido» por una especie de armadura eléctrica manteniendo a distancia a sus
compañeros. Pero en el corazón de una joven estrella, a 15 millones de grados, los protones van tan rápido que cuando se encuentran, en lugar de rebotar como balas de caucho rompen sus armaduras y permanecen pegados unos a otros.
Cuando cuatro protones se fusionan forman un núcleo de helio. El helio es el segundo elemento más abundante en la Naturaleza. . El núcleo de helio pesa menos que la suma de los cuatro protones que lo constituyen. Ciertamente, la diferencia de masa sólo representa una fracción minúscula del total (siete milésimas); pero en virtud de la equivalencia masa- energía descubierta por Einstein, esta pérdida de masa mínima se traduce por una liberación de energía colosal. La conversión de un kilogramo de hidrógeno en helio proporciona la misma energía que la combustión de 200 toneladas de carbón y bastaría para alimentar una bombilla de 100 watios durante un millón de años. Ahora bien, las estrellas semejantes al Sol tienen el corazón grande. No son algunos kilogramos sino seiscientos millones de toneladas de hidrógeno los que se convierten en helio cada segundo. El suministro de energía nuclear es por tanto gigantesco y su precipitación hacia el exterior de la estrella es capaz de interrumpir la contracción gravitatoria.
Hay varias cadenas de reacciones posibles para transformar el
En nuestro planeta el helio ha desaparecido prácticamente; no es más que uno de los gases raros del aire y sirve para inflar los globos dirigibles. Por otra parte, si el helio es abundante en el Universo, no se debe a que se fabrique en las estrellas; como el hidrógeno y algunos elementos ligeros, se ha formado esencialmente en los primeros minutos del Universo.
hidrógeno en helio. Las dos reacciones más habituales son la cadena protón-protón (pues hace intervenir exclusivamente núcleos de hidrógeno) y el ciclo C-N-O (pues es una cadena cerrada que utiliza elementos más pesados tales como el carbono C, el nitrógeno N y el oxígeno O como catalizadores). En el Sol, la mayor parte de la energía nuclear, proviene de las reacciones protón-protón pero en las estrellas más maduras, de núcleo más caliente es a la inversa: el ciclo C-N-O funciona mejor cuando la temperatura se eleva. Sin embargo, incluso caliente, al hidrógeno le cuesta arder: un protón debe esperar en media... catorce mil millones de años para fusionarse con otros tres protones en la reacción protón-protón 6. Este tiempo «astronómico» explica la larga vida de las estrellas cuando están en fase de
combustión nuclear y permite sospechar el prodigioso número de núcleos de hidrógeno contenidos en el corazón.
El 16 de julio de 1945 en Alamogordo, en Nuevo México, el hombre hacía explotar por vez primera una bomba atómica. No era realmente de un «trozo de estrella» pues no se trataba todavía más que de una bomba de «fisión», en la que la energía nuclear se libera por ruptura de determinados núcleos más pesados que los protones. Desde entonces el hombre se ha aproximado a las estrellas construyendo la bomba de hidrógeno en la que existe realmente fusión de protones. Pero la comparación con los astros se termina ahí. El detalle de las reacciones nucleares es diferente. En una bomba, no se trata de esperar diez mil millones de años para que los protones decidan encontrarse; los elementos intermedios necesarios para que se produzca la cadena de reacciones proceden del exterior, mientras que en una estrella se fabrican allí mismo a un ritmo extremadamente lento.
Pero sobre todo el hombre es todavía incapaz de controlar la fusión del hidrógeno para utilizarla con fines pacíficos. No sabe fabricar un recipiente capaz de resistir las
temperaturas y presiones gigantescas requeridas por las reacciones. Las estrellas realizan con toda naturalidad los crisoles buscados por el hombre: su masa es tan grande que la gravitación confina los protones en el volumen adecuado; su reactor nuclear gigante es estable y la producción de energía está regulada...
Trece millones de años «solamente» en la reacción C-N-O.
Estrella brillante, ¿tendré tu constancia? John Keats
La energía del Sol, liberada en el centro, se emite en forma de fotones (partículas de luz). Pero un fotón tiene todavía un largo camino que recorrer antes de alcanzar la superficie y escapar libremente hacia el espacio interplanetario, donde irá a enmarañar la cabellera de los cometas y calentar la corteza glacial de los planetas. Contrariamente a lo que se pueda pensar, un fotón emitido en el centro del Sol y que viaje a la velocidad aproximada de 300.000 km/s no tarda dos segundos y tres décimas en franquear los 700.000 km que le separan de la superficie. ¡Tarda en media diez millones de años! La luz que recibimos en un instante sobre la Tierra ha dejado la superficie del Sol ocho minutos antes, pero se ha generado en el corazón estelar en una época en la que primates y mastodontes recorrían libremente un África todavía separada de Eurasia.
La explicación es sencilla: en lugar de escapar directamente en línea recta, el fotón se desvía constantemente de su trayectoria al encontrar innumerables electrones que, con los protones, componen fundamentalmente la materia estelar. Si el corazón solar se apagase bruscamente, su luz continuaría llegándonos durante diez millones de años.
Las estrellas llevan pues una vida rutinaria perfectamente regulada. Casi todos los astros que se perciben en el cielo a simple vista o por telescopio son, a estilo del Sol, estrellas en plena madurez, quemando vigorosamente su hidrógeno central. Esta fase de gran
estabilidad que dura el 99 % de la vida nuclear de una estrella toma el nombre de Secuencia Principal (ver Apéndice 1). En ella el Sol sigue apaciblemente su curso desde hace cinco mil millones años, convirtiendo su hidrógeno en helio. Ha recorrido la mitad del camino.
Salmo rojo
Nada es constante. Todo tiene su fin. Toda historia habla de combustible se acaba en ceniza y extinción. Cuando el
hidrógeno se ha agotado transformándose en helio, el fuego central pierde su alimento y el curso apacible de la vida de la estrella en la Secuencia Principal llega a su término. Viene entonces la época de los grandes trastornos.
El agotamiento de carburante se traduce inmediatamente en una caída del ritmo de las reacciones termonucleares. El equilibrio entre gravitación y presión de radiación se rompe de nuevo en favor de la primera. La estrella, con el corazón de helio y la envoltura de hidrógeno, se desploma bajo su propio peso. La presión, la densidad y la temperatura aumentan; el hidrógeno que permanece intacto en las capas exteriores comienza a quemarse y la envoltura se dilata mientras el corazón se contrae.
En la sabia alquimia de la Naturaleza, son numerosos los elementos susceptibles de transmutarse en otros elementos a través de reacciones termonucleares. Pero, más aún que los protones portadores de una carga eléctrica elemental, los núcleos más complejos tienden a repelerse por ser portadores de cargas eléctricas positivas más numerosas 7. Por
consiguiente, los núcleos pesados requieren velocidades de agitación muy elevadas para romper sus armaduras eléctricas y fusionarse entre ellos. En otras palabras, su
transmutación requiere una temperatura mayor que 15 millones de grados.
De ese modo, cuando el corazón estelar en contracción alcanza los 100 millones de grados, los núcleos de helio se fusionan de tres en tres y producen núcleos de carbono. A su vez éstos capturan otros núcleos de helio para producir núcleos de oxígeno. La rapidez de estas nuevas reacciones de fusión no tiene comparación posible con la paciente destrucción de hidrógeno. Empiezan en un verdadero relámpago 8 al que la estrella intenta, a duras penas, ajustar su estructura. Le lleva un millón de años el conseguirlo. Después el ritmo de producción de energía nuclear se regulariza. Durante algunos centenares de millones de años, la vida nuclear de la estrella pasa Por una tregua. El helio se consume en su centro y el hidrógeno en ^s capas más superficiales. Pero el ajuste ha supuesto un cierto precio. La estrella ha tenido que hincharse desmesuradamente, más que a rana de la fábula, para adaptar su estructura al aumento de su
7 p
• , Cuanto más pesado es un átomo, mayor es el número de protones que contiene núcleo y mayor es su carga. Los núcleos contienen también partículas no cargadas, 05 "Orones, ver capítulo 6.
luminosidad. Su volumen ha aumentado mil millones de veces. Al hacer esto, ha cambiado de color, pues al alejarse más y más del fuego central las capas superficiales se han enfriado. La estrella se ha convertido en gigante roja.
A pesar de su débil temperatura superficial, las gigantes rojas son extremadamente luminosas pues su extensión espacial es gigantesca. El panteón de las estrellas más brillantes a simple vista está lleno de gigantes rojas: Betelgeuse, Aldebarán, Arcturus, Antares. El mismo Sol se convertirá en un «monstruo» rojo en cinco o seis millones de años. A partir del momento en que su corazón haya quemado el hidrógeno, nuestra estrella empezará a hincharse; el pequeño planeta Mercurio, a sesenta millones de kilómetros solamente, se evaporará, la atmósfera de Venus será arrancada en un soplo, los océanos de la Tierra entrarán en ebullición. Después el Sol se dilatará aún y devastará la Tierra. El diámetro máximo del futuro Sol en su fase de gigante roja englobará los ciento cincuenta millones de kilómetros de la órbita terrestre. El residuo calcinado de nuestro planeta circu- lará en la atmósfera tórrida pero extraordinariamente tenue del Sol gigante: ¡la densidad de las capas exteriores de una gigante roja es menor que la del mejor vacío obtenido en laboratorio terrestre!