Dispersion of each factor

Los constituyentes básicos del universo son el átomo en lo pequeño, las galaxias en lo grande. Si los átomos se descomponen en ingredientes más elementales y diminutos (electrones, quarks, cuerdas), las galaxias constan de cuerpos celestes más pequeños, aunque sus dimensiones sean enormes. Las estrellas ocupan el primer puesto entre los constitutivos de las galaxias.

4.1. El número de las estrellas

En una noche oscura, despejada y estrellada, la mirada humana, sin aparatos

complementarios, es capaz de ver un promedio de 3.000 estrellas (como máximo unas 6.000), casi todas de nuestra galaxia, la Vía Láctea. De ellas, unas 250 tienen nombre propio, tomado generalmente de la mitología griega. En nuestros días se prefiere recurrir a la combinación de letras del alfabeto y de números, sistema más práctico y de

posibilidades indefinidas, aunque más abstracto y despersonalizado.

¿Quién puede contar el número real de las estrellas? Es innumerable. Se ha calculado que asciende a 10.000 millones de billones. Aceptemos este número. Para ponerlo al alcance de nuestra imaginación, afirmemos la equivalencia de una estrella y de un grano de arena. «Para poder dar cuenta de los 10.000 millones de billones de estrellas estimadas en todas las galaxias del universo, el tren debería utilizar toda la arena disponible en todas las playas de la Tierra, y se extendería dando 25 veces la vuelta a nuestro planeta. Imaginemos el tren del universo aproximándose a un paso a nivel, moviéndose con regularidad —velocidad de un tren de mercancías— de un vagón por segundo. A este ritmo, necesitaríamos esperar tres años para ver desfilar el tren del Universo cargado de soles de arena delante de nosotros» (Dickinson, p. 117).

4.2. Su clasificación o algunas clases de estrellas

Si contemplamos el cielo en una noche estrellada, tanto lejanísimas galaxias como las estrellas de nuestra Vía Láctea parecen iguales, o sea, inmóviles puntos luminosos. Pero, de hecho, ninguna estrella es exactamente igual a otra.

azul. Las azules (gigantes) ocupan la cima por su mucha masa, su gran luminosidad y su elevada temperatura (entre 20.000 y 12.000 K). En el núcleo de las estrellas azules, por ejemplo, la de Orión, se trasmutan los metales básicos en oro. Estas estrellas transforman su masa en energía con rapidez. Por lo mismo su existencia es relativamente breve. Si la masa de una estrella azul fuera 17 veces la del Sol, no duraría más de 10 millones de años. En contraste, las rojas (enanas) ocupan el extremo inferior de la escala. Es menor su tamaño, su luminosidad y su calor (entre 5.000 y 3.700º), pero mayor la duración de su existencia (consumen más lentamente el hidrógeno) y su número, que en la Vía Láctea asciende al 70% de todas sus estrellas. El brillo de una de las enanas rojas, la más

cercana, la Próxima Centauro, es 20.000 veces menor que el del Sol, aunque tiene una masa solo diez veces inferior. De ahí que su color en el espectro sea el rojo, no el amarillo como el del Sol.

En 1995 fue descubierta la primera estrella enana marrón. La luminosidad y brillo de las enanas marrones es inferior a la de las enanas rojas. La masa de las enanas marrones (de 0,3 a 0,5 veces la solar) es muy inferior a la del Sol, pero 80 veces superior a la del planeta mayor del sistema solar: Júpiter. Por debajo de 13 veces la masa de Júpiter no hay ninguna clase de reacciones nucleares. Las enanas marrones son actualmente

incapaces de realizar todo el proceso de la fusión del hidrógeno en helio, los combustibles básicos de las estrellas, aunque en sus orígenes lo fueran. Por la debilidad de su luz

resulta difícil detectarlas y por eso han sido descubiertas tan tarde.

Cuando una estrella se agota y colapsa, se convierte en enana blanca. Se llama así porque irradia una luz de color blanco, o sea, muy intensa por obra del derrumbe o compresión de su material, pero de breve duración. Es como la ceniza de un rescoldo estelar. Durante millones de años la enana blanca se irá apagando. Terminará por

transformarse en negra o sin luminosidad ni brillo, pero con un diamante del tamaño de un planeta en su centro.

La «luminosidad» de una estrella puede ser absoluta (toda la energía emitida por ella en todas las direcciones) y «aparente», o sea, la energía proveniente de un cuerpo celeste y recibida en un centímetro cuadrado en el instrumento receptor (telescopio, etc.) en la unidad convenida de tiempo. «Magnitud» es la medida del brillo de una estrella o de cualquier otro cuerpo celeste. La magnitud aparente —o sea, el brillo de una estrella o galaxia tal como es observado desde la Tierra— está condicionada por su luminosidad y por la distancia a la que se encuentre. Hiparco de Nicea57 (194-120 a.C.), inventor de la trigonometría, fue el primer astrónomo que clasificó las estrellas por su brillo. Las

dispuso en una escala de seis categorías.

Las constelaciones son agrupaciones de estrellas, ideadas de ordinario en la Antigüedad, unidas por líneas que forman figuras humanas y de animales, generalmente mitológicos. Si viéramos las figuras de las 88 constelaciones tradicionales desde otro lugar de la Vía Láctea, no se parecerían en nada a las trazadas desde la Tierra. No hace falta acentuar la

arbitrariedad de los 12 signos (constelaciones) del zodiaco, que fueron 18 inicialmente en Babilonia, luego 15 y finalmente, 12 a partir del siglo XII a.C.

4.3. ¿Estrellas fijas que titilan?

Las estrellas parecen fijas, inmóviles, pero no cesan de moverse. Desde la Tierra, en general, apenas se percibe el movimiento propio de las estrellas. Si se nota el cambio de su ubicación en el mapa celeste, se debe sobre todo al movimiento de rotación y de traslación de la Tierra. Esta, como todo el sistema solar de planetas y satélites, se mueve junto con el Sol. Pero no captamos este movimiento conjunto porque vamos dentro del «tren» y no tememos un punto de referencia cercano (otro vehículo, una hilera de árboles) para contrastar. A veces las estrellas causan la impresión de que están vibrando, o sea, que se mueven sin cambiar de sitio, como si estuvieran tiritando o temblando. Pero el titilar no afecta a las estrellas en sí mismas. Es un «engaño» causado por el paso de sus rayos luminosos por el polvo interestelar y especialmente en la atmósfera terrestre. En la adolescencia nos enseñaban a distinguir las estrellas — por su titilar— de los

planetas, que simplemente brillan sin pestañear. Como los planetas se hallan tan cerca de la Tierra, su resplandor atraviesa el aire sin apenas refracciones o desviaciones.

4.4. Las estrellas nacen, viven miles de millones de años y mueren

Incesantemente hay estrellas que nacen y otras que mueren. Los telescopios y los satélites artificiales nos permiten fotografiar su nacimiento, su agonía y su muerte. Las estrellas nacen a partir de una nube interestelar. Empiezan a formarse cuando el gas (hidrógeno, etc.) se acumula y colapsa contrayéndose sobre sí mismo por obra de la atracción gravitatoria y se pone en movimiento de rotación a modo de remolino. Su giro se hace cada vez más rápido al mismo tiempo que la atracción gravitatoria lo va

condensando y apelotonando cada vez más. Los átomos de gas se van calentando de suerte que llega un momento en el que ya no colisionan entre sí, sino que se fusionan. En ese instante se ha «encendido» la estrella, se han iniciado las reacciones de fusión nuclear (al modo de las bombas de hidrógeno, mucho más potentes que las atómicas). La estrella ha empezado a brillar. Luego el helio, «ceniza» del hidrógeno, se transformó en

elementos químicos más pesados. Cada año se forman o nacen un promedio de tres estrellas en nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Las estrellas suelen nacer no aisladas ni solitarias, sino en cúmulos. Son estrellas (generalmente no más de 200) de formación reciente que permanecen unidas los primeros millones de años de su existencia. De ahí que abunden las que integran como una unidad estelar en cuanto participan del mismo centro de gravedad. Son las llamadas estrellas binarias, ternarias y múltiples, o sea, dos, tres o más estrellas. Es el caso de las tres estrellas (A, B y C) de Alfa Centauro, situada a casi cinco años luz de distancia de nosotros.

En el intervalo —llamado «secuencia principal»— subsisten mientras en su núcleo consumen hidrógeno de modo estable, o sea, sin subidas ni bajadas bruscas de la temperatura. Todo surge de tremendas reacciones nucleares que se producen en el interior de las estrellas. La vida de las estrellas se prolonga durante muchísimo tiempo por la compensación de dos fuerzas. Por una parte, la gravedad tiende a comprimir hacia dentro las paredes externas de modo que provocaría el desplome del edificio estelar con una gran llamarada. Por otra, la fuerza electromagnética opone resistencia, tira hacia fuera lanzando masas ígneas y chorros de gases hacia el exterior. Cuando la vejez de las estrellas causa la descompensación con el predominio de la atracción gravitatoria o presión hacia dentro, sobreviene el desplome del organismo estelar. Se forman así las «estrellas de neutrones», o sea, estrellas tan colapsadas por su propia gravedad y tan descompensadas que constan casi exclusivamente de neutrones. Los púlsares, o estrellas de neutrones, tienen por lo general 1,4 veces más masa que el Sol, pero tan concentrada que su radio mide unos 10 km. En su superficie, la fuerza de la gravedad es un billón de veces mayor que la de la Tierra. De ahí que, si fuera posible caminar en ellos, exigiría un esfuerzo realmente agotador. Emite «pulsos» (ondas de radio, rayos X y gamma) de periodicidad fija al modo de la pulsación humana o de un faro.

Llega un momento en el que todo el hidrógeno central de una estrella se ha convertido en helio. Entonces la estrella se contrae hasta alcanzar la temperatura en la cual el helio puede producir las correspondientes reacciones nucleares. El núcleo de los átomos de helio tiene doble carga eléctrica que el de hidrógeno. Cuando se agota, el helio sigue el mismo proceso, a saber, contracción, aumento de la temperatura y formación de átomos de carbono, luego de oxígeno, de neón, de sodio, de silicio, etc. La fuerza centrípeta de la gravedad supera a la centrífuga electromagnética. Como un gigantesco edificio

dinamitado, la estrella se derrumba hacia dentro, provocando un estallido de luz como una polvareda radioactiva. Cuando se forman núcleos de hierro (26 protones), la estrella, incapaz de emitir energía, experimenta una crisis energética. Si el núcleo de hierro supera en 1,4 veces la masa de una estrella media (por ejemplo, el Sol), se contrae y condensa bruscamente hasta el tamaño de una estrella de neutrones. Entonces acaece una enorme explosión, lanzando hacia el exterior los «escombros», o sea, los elementos pesados (carbono, oxígeno, etc.) de las capas externas. Surge así una supernova (novísima) con una cantidad inimaginable de luz y de radiación.

Hiparco de Nicea, en el año 134 a.C., vio a simple vista una estrella nueva de brillo extraordinario en un lugar de la constelación Escorpión, en el cual antes no se veía ninguna estrella. Había descubierto una supernova, aunque no supo explicar su

naturaleza. Los documentos chinos atestiguan la explosión de la supernova Cangrejo en el año 1054. A pesar de distar de la Tierra 5.000 años luz, su luz fue tan potente que, gracias a ella, se podía leer de noche. Aunque esta afirmación fuera hiperbólica, es forzoso reconocerle algún fundamento.

33.000 años luz de diámetro y distante de la Tierra 163.000 años luz. Poco antes del estallido luminoso, se captó una breve (12 segundos) emisión de neutrinos. A partir de la explosión, origen de esta y de las restantes supernovas, decrece su brillo y su vida media oscila en torno a 77 días. La aparición de esta supernova acaeció en el lugar donde antes estaba una supergigante (su masa era 20 veces mayor que la del Sol) azul (la Sandduleak 69 202) que desapareció. Al producirse el colapso, quedan reducidas a un punto de enorme densidad y suelen generar un agujero negro

Cuando una supernova, estrella muy masiva, consume todo su combustible y carece de energía para compensar la fuerza de la gravedad, su núcleo se derrumba dando lugar a una estrella de neutrones o agujero negro. De él emergen unos chorros bipolares, que expulsan materia a una velocidad próxima a la de la luz. Son los estallidos de rayos gamma, de una luminosidad enorme. El 19 de marzo de 2008 se observó un estallido de rayos gamma tan potente que fue visible desde la Tierra, incluso a simple vista, a pesar de que había sucedido a una distancia de seis mil millones de años respecto a la Tierra y su luz había tardado este tiempo en llegar.

Los escombros lanzados al espacio interestelar servirán para el nacimiento de una o varias estrellas nuevas de la generación siguiente. Solo el 2% del Sol pertenece a esos elementos más pesados. El uranio de los reactores de las centrales nucleares, el oro que ahora deslumbra a no pocos, etc., son residuos de supernovas anteriores al sistema solar. De ahí que las estrellas tengan más o menos abundancia de unos elementos que de otros. Al parecer, a esto, a la naturaleza de las estrellas que explotaron antes de la formación del Sol y de su sistema planetario, se debe la escasez de oro y de uranio, así como la

abundancia de carbono y de oxígeno en la Tierra. Gracias a la abundancia de estos y de otros elementos orgánicos hay vida en ella. Las «cenizas» de las estrellas de las

generaciones anteriores a la del Sol son los materiales de nuestro cuerpo.