La historia de una estrella está lejos de haberse terminado en el estadio de gigante roja, pues la gravitación está entonces presente más que nunca. El destino de una estrella está
completamente escrito en su masa '. Cuanto más grande es ésta, más deprisa evoluciona la estrella, gastando sus reservas nucleares sin medida. Si la vida nuclear del Sol dura doce millones de años, la de las estrellas diez veces más masivas es mil veces menor. Además, su producción no es la misma. Las más masivas son más prolíficas en elementos pesados, como veremos en el capítulo siguiente. Por ahora, sigamos el destino de las estrellas más modestas, entre las que se encuentra el Sol.
Su corazón de carbono y de oxígeno, forjado en la fase de gigante roja, está abocado a permanecer termonuclearmente inerte. No esta suficientemente comprimido por el peso de la envoltura. Pero alrededor la actividad continúa. Las capas de hidrógeno y de helio irán a su vez propagándose hacia la periferia para encontrar allí combustible. En este «roído»
parsimonioso el ritmo de producen de energía ya no puede soportar el peso de las capas más que intermitentemente.
Al menos el destino de una estrella «célibe», el de las estrellas dobles está sujeto otros factores de los que hablaré más adelante.
. La estrella agonizante, desestabilizadora, comienza a pulsar durante varios miles de años. La que había sido un modelo de regularidad se pone a variar desconsideradamente, hin- chándose y deshinchándose como un balón, arrojando en cada pulsación una bocanada de gas. Al fin, se desembaraza de su envoltura y deja su corazón, carbonizado y oxigenado, desnudo.
El gas abandonado —la ceniza— forma una nebulosa planetaria. El encogido cadáver estelar, que va a tener un destino de diamante forma una enana blanca.
Las nebulosas planetarias
La espectacular pérdida de gas en nebulosa planetaria acecha no sólo al Sol sino a cualquier estrella media cuya masa esté comprendida entre una y ocho masas solares 2. Las estrellas
mientras que las estrellas más masivas queman a toda máquina para acabar rápidamente su existencia en una gigantesca explosión.
La primera nebulosa planetaria fue descubierta en 1779 por Antoine Darguier, en la constelación de la Lira. La describió como un cuerpo «tan grande como Júpiter» y semejante a un planeta. Otros astros semejantes fueron rápidamente catalogados. William Herschell, músico y descubridor de Urano, dio a esta nueva categoría de cuerpos celestes el nombre de «nebulosas celestes», primero porque eran nebulosos, y después porque
Herschell creía que podían explicar la formación de los planetas. Se equivocaba en este punto, pero el adjetivo «planetario» ha permanecido y forma parte de las anomalías de la nomenclatura astronómica. El mismo nombre de nebulosa, que es cuando menos impreciso, no refleja más que las modestas capacidades de los instrumentos de la época. Se estaba aún en el tiempo en que la astronomía se reducía a una especie de botánica del cielo, que consistía en deletrear el contenido de un mundo en el que el hombre apenas si sabía leer. Uno de estos grandes botánicos rué Charles Messier. Interesado fundamentalmente por los cometas (¿Acaso Luis XV no le había apodado como «el Hurón de los cometas?)
‘En lo sucesivo, el símbolo M® designará la masa del Sol, 2 X 10" g consideradacomo unidad de masa astronómica.
estableció en 1781 un catálogo de ciento tres astros nebulosos que se parecían más o menos a los cometas pero que no se desplazaban, como éstos, en el cielo. Gracias a él, los
cazadores de cometas no confundirían ya su caza con estas manchas desvaídas y fijas, de naturaleza misteriosa.
Se sabe hoy que el catálogo de Messier —todavía útil a los astrónomos aficionados— reúne objetos de naturalezas muy diversas, que van desde las nebulosas planetarias (la de la Lira tiene en ese capítulo el núm. 57) a verdaderas galaxias exteriores compuestas cada una por centenares de miles de millones de estrellas, pasando por nubes interestelares y cúmulos de estrellas que pertenecen a nuestra propia Galaxia.
Una paleta de colores
¿Por qué razón las nebulosas planetarias, residuos de gas eyectado por una pequeña estrella agonizante, se cuentan entre los astros más espectaculares? Porque su gas intercepta la radiación emitida por la superficie incandescente de la estrella central. Un cuerpo calentado a más de veinte mil grados no radia luz visible, sino ultravioleta. Este tipo de radiación transporta más energía que la luz visible 3 y es capaz de excitar los átomos de la nebulosa; bajo el incesante bombardeo de los fotones los electrones saltan a órbitas de energía superior para después caer emitiendo una radiación de color característico: el gas se hace fluorescente. Cada átomo que le constituye (hidrógeno, carbono, oxígeno) absorbe la radiación ultravioleta y la remite en otras longitudes de onda cuyo color es de alguna manera la firma del elemento.
En las regiones internas de la nebulosa, que son las más cercanas a la estrella central, por lo tanto las más expuestas a la radiación ultravioleta, es donde el oxígeno y el nitrógeno son excitados y radian su color verde característico. En las regiones periféricas, la radiación ultravioleta está debilitada por la absorción y no es capaz de excitar más que al hidrógeno, quien remite en su color rojo.
Una nebulosa planetaria es un astro que evoluciona rápidamente.
Su diámetro máximo no sobrepasa un año-luz. Su gas, en expansión a velocidades de 10 a 30 km/s, termina por diluirse totalmente en el
espacio interestelar en menos de cien mil años. Es una duración tan breve a escala astronómica que se estima entre 20.000 y 50.000 so lamente el número total de nebulosas planetarias en nuestra Galaxia nacidas a un ritmo de una o dos por año y aún así no se observa más que un millar, pues las otras están ocultas por el polvo del disco galáctico. El jardín de las enanas blancas
Objetos extraños, que persisten en mostrar un tipo espectral sin relación con su luminosidad, pero que pueden finalmente enseñarnos más que los astros que radian reglamentariamente.
Arthur Eddington, 1922
Si la ceniza de las nebulosas planetarias interesa por más de un motivo a los astrónomos, aunque no fuese más que porque siembra el medio interestelar de carbono, nitrógeno u oxígeno, el destino de la estrella residual es todavía más apasionante tanto por razones observacionales como teóricas.
Después de la enorme dilatación característica de la fase de gigante roja y la caída irreversible del ritmo de las reacciones termonucleares, la estrella pierde gas y vuelve a contraerse hasta alcanzar las dimensiones de la Tierra: algunos miles de kilómetros de diámetro. Concentrada en una superficie tan reducida, la temperatura se hace tan ardiente que la estrella se encuentra literalmente calentada al blanco. Estas dos características, talla minúscula y temperatura de superficie elevada le dan el nombre de enana blanca.
La irrupción de las enanas blancas en la historia de la astronomía se remonta a 1834 cuando Friedrich Bessel estudió en detalle el movimiento propio de Sirius, la estrella más brillante del cielo. Superpuestas a su lento movimiento de rotación alrededor del Centro de la Galaxia, ligeras perturbaciones periódicas prueban que Sirius pe1"' fenece a un sistema doble, siendo la masa de su acompañante muy próxima a la del Sol. A esta distancia, un acompañante de tipo sola'' hubiera debido verse; ahora bien no era así. La estrella
misteriosa, bautizada Sirius B, sólo fue descubierta treinta años más tarde Alvan Clarke. Su brillo, diez mil veces más débil que el de su acompañante, no es más que una lamparilla ahogada en una cegadora iu
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Con una luminosidad tan modesta todo hacía suponer que la temperatura que reinaba en la superficie de Sirius B debería ser débil. Ahora bien en 1917, Walter Adams midió su espectro y le encontró un color blanco (o sea 8.000° K), en lugar del color rojo esperado (I 300° K). ¿Cómo conciliar débil brillo y fuerte temperatura? Recordando que la luminosidad de un astro depende no sólo de su temperatura sino también de su tamaño. La explicación más plausible del pálido brillo de Sirius es pues un radio extremadamente pequeño para una estrella: tres veces el diámetro de la Tierra solamente.
Se encuentra aquí una situación típica de la investigación científica (que la vuelve más excitante): tan pronto como se resuelve un problema, otros, hasta ese momento ignorados surgen. En el caso del compañero de Sirius, se resuelve el problema de la luminosidad reduciendo la talla de una estrella a la de un planeta. Pero un cuerpo tan pequeño como un planeta y tan masivo como el Sol debe tener una densidad media de 800 kglcm3
, es decir, ¡cuarenta mil veces más que los metales más densos conocidos sobre la Tierra tales como el oro o el platino! Para obtener en laboratorio tal concentración de materia sería preciso encerrar la torre Eiffel en un cubo de 30 cm de lado...
Estos números eran tan sorprendentes para los físicos de los años 1920 que fueron calificados de «absurdos» por el mismo Arthur Eddington. Sin embargo, los hechos los atestiguaban y la teoría debe siempre acomodarse a la evidencia de la observación. Tanto más cuanto que Sirius B no era la primera estrella conocida que se apartaba de la «norma»; el compañero de la estrella 40 Elidan se había señalado ya por una temperatura de
superficie sin relación con su brillo. En el transcurso de los años siguientes, que vieron alargarse rápidamente la lista de las enanas blancas, se hizo urgente encontrar una explicación a este misterio: ¿De qué están hechas las enanas Wancas?
¿ materia degenerada?
Hasta el principio del siglo XX, los físicos ni siquiera contemplan la existencia de estados de materia mucho más concentrados que que observan desde nuestro planeta Desde el agua hasta las rocas pasando por la madera o el cuerpo humano, las densidades tienen
todas el mismo orden de magnitud: algunos gramos por centímetro cúbico. Fue preciso
esperar la eclosión de la teoría de la Mecánica Cuántica para comprender por qué la materia usual tiene esta propiedad.
En un átomo, los electrones negativos están ligados a núcleos positivos por fuerzas de atracción eléctricas y están animados de un incesante movimiento. De la misma manera que los choques repetidos de las moléculas de un gas contra las paredes de un recipiente ejercen una presión, los electrones ligados al núcleo son responsables de una presión que impide a la materia contraerse más allá de cierto límite. Este límite está determinado por el Principio de Exclusión, descubierto por Wolfgang Pauli en 1925.
Metafóricamente, este principio fundamental de la física de las partículas estableció la existencia de células elementales que no pueden contener más de dos habitantes. En la materia «ordinaria» (aquella cuya densidad es próxima a la del agua) la mayor parte de las células están sin ocupar. Es en este sentido en el que se puede decir que hay muchos «vacíos» en la materia: cada uno de sus átomos está constituido de un núcleo que reúne prácticamente toda la masa, rodeado de electrones que circulan sobre órbitas tan lejanas que, si el núcleo tuviese la talla de una canica el átomo mediría 2 km.
Pero al mismo tiempo que explica una propiedad bien conocida de la materia, la Mecánica Cuántica predice la existencia posible de estados de la materia que llamados degenerados, se caracterizan por el hecho de que todas las células elementales están ocupadas por partículas.
No todos los tipos de materia se prestan a la degeneración. Las partículas elementales se dividen en dos categorías cuyos comportamientos colectivos difieren completamente a gran densidad o a muy baja temperatura: los fermiones (del nombre del físico italiano Enrico Fermi) y los bosones (del físico hindú S. Bose, que colaboró con Einstein en este tema). La característica esencial que diferencia estas dos amplias familias de partículas elementales es su espín. El espín es una propiedad intrínseca de una partícula elemental asociada a su momento angular 4. La Mecánica Cuántica ha revelado de manera notable que el espín de
las partículas está cuantificado, es decir que no puede tomar más que valores discretos, múltiplos enteros o semi-enteros de una unidad fundamental llamada «constante de Planck normalizada» ti. En la vida ordinaria, el hecho de que el espín sea
4 Esencialmente, el producto de su radio por su velocidad propia de Ceniza y diamante
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discreto pasa totalmente desapercibido por la buena razón de que siendo ti una cantidad extremadamente pequeña, los objetos macroscópicos que nos rodean tienen un espín gigantesco. ¡El espín de una simple peonza de un niño se eleva ya 1030ti! Es pues sólo en la
escala atómica donde se manifiesta la discontinuidad del espín, así como la de otras magnitudes físicas cuantificadas, como la energía.
La distinción entre fermiones y bosones viene de que los fermiones tienen espíns semi- enteros (1/2 ti, 3/2 ti, etc.) mientras que los bosones tienen espíns enteros (O ti, 1 ti, 2 ti, etc.). Los constituyentes fundamentales de los átomos protones, neutrones y electrones, son
fermiones de espín 1/2 ti, mientras que el fotón, partícula de luz, es un bosón de espín. 1 h. Pauli ha demostrado esta propiedad capital: dos fermiones idénticos no pueden encontrarse en el mismo estado cuántico, regla que no se aplica a los bosones. Se trata en este caso de una profunda ley que excluye los reagrupamientos demasiado apretados de fermiones. Veamos más en detalle cómo funciona.
En un átomo, el estado cuántico de un electrón está definido por su energía (fijada por la órbita en la cual se encuentra) y por la orientación de su espín. Este último puede tomar dos orientaciones «arriba» o «abajo», según que corresponda a un giro en el mismo sentido o sentido opuesto que su órbita. En virtud del Principio de Exclusión de Pauli, se deduce que una órbita de energía dada puede estar ocupada todo lo más por dos electrones, que toman las dos orientaciones de espín posibles. La presencia sobre la misma órbita de todo electrón suplementario está prohibida por la Naturaleza.
Consideremos ahora un gas de electrones contenido en una caja. Un estado cuántico de un electrón está en este caso definido por su energía, su momento lineal5 y su espín. Según la Mecánica Cuántica, la energía y el momento son también magnitudes «cuantificadas», que sólo pueden tomar valores discretos. Se deduce de ello que, si se confinan los electrones en un volumen cada vez más reducido, se llega a una situación en la que todos los niveles de energía y de momento están ocupados por electrones que tienen todas las orientaciones de espín posibles. El Principio de Exclusión entra entonces en acción y prohíbe poblar aún más el volumen. Por consiguiente, os electrones se ponen súbitamente a resistir a toda
comprensión exterior suplementaria ejerciendo una presión interna «cuántica» colosal, llamada presión de degeneración. La propiedad característica
de esta presión es ser independiente de la temperatura, contrariamente a la presión de un gas ordinario que es tanto mayor cuanto más caliente está el gas.
Las enanas blancas desveladas
¡Sentía la presión sobre mí, pero be resistido bien! Una estrella del tenis mundial
Fue el inglés Ralph Fowler el primero que supo aplicar las predicciones de la Mecánica Cuántica a la Astrofísica. Ya en 1925 sugirió que la fuerza de comprensión gravitacional de una estrella que no estaba sostenida por una presión de radiación interna es capaz de forzar a los neutrones a ocupar todos los espacios posibles, y que el hundimiento de las enanas blancas debe pararse por la presión de degeneración de los electrones.
Poco después, William Anderson probó que para densidades que sobrepasaban una tonelada por centímetro cúbico la velocidad de agitación de los electrones era próxima a la de la luz; se dice en este caso que los electrones son relativistas, para significar que su movimiento no obedece ya a las leyes de la Mecánica Galileana sino a las de la Relatividad Restringida. Ahora bien, siempre según la Mecánica Cuántica, las partículas relativistas ejercen menos presión que las partículas lentas. Esta es la profunda razón por la que las enanas blancas no pueden ser arbitrariamente masivas.
Este descubrimiento capital que revolucionaría la astrofísica teórica se debe al astrofísico hindú Subrahmanyan Chandrasekhar. En un célebre artículo de 1931, probó la existencia de una masa máxima de las enanas blancas y la calculó: 1,4 M®. Esta solución despertó una viva controversia, Eddington en concreto la consideró absurda, con el resultado de Chandrasekhar 6, el destino último de las estrellas mucho más masivas que el Sol se volvía misterioso. Pero Chandrasekhar tenía razón. Se estima hoy que las estrellas que poseen
6 Chandrasekhar fue también el autor de los primeros trabajos importantes so' la estructura interna de estas extraordinarias estrellas. A continuación, abordó con el mismo éxito numerosos dominios de la astrofísica teórica y obtuvo el premio en 1983.
cuando nacen hasta 8 M® forman a lo sumo enanas blancas de 1 4 M®, pues en el curso de su vida pierden tanto gas bajo forma de viento estelar que terminan por reducir su masa al límite de Chandrasekhar.
En cuanto al destino de las estrellas todavía más masivas sería dilucidado poco después de la teoría de las enanas blancas, con la teoría que predice las estrellas de neutrones y los agujeros negros.
Calor y frío
Como punto final de la evolución de las estrellas poco masivas, las enanas blancas son numerosas en nuestra Galaxia. Se estima que representan actualmente el 10 % de todas las estrellas (es decir una decena de miles de millones), y esta proporción no puede más que crecer en el curso de su evolución.
En esta multitud, apenas algunos millares han sido catalogados. Su luminosidad es tan débil que solamente pueden ser detectadas las enanas blancas muy cercanas a nosotros. Uno de los métodos para descubrir enanas blancas aisladas consiste justamente en censar las estrellas de gran movimiento propio —próximas pues—, y después tomar su espectro para determinar a partir de él el color. Su posición sobre un diagrama color-luminosidad (ver Apéndice 1) indica entonces sin ambigüedad si se trata de enanas blancas o de estrellas de débil masa.
Aproximémonos ahora a una enana blanca. Cuanto mayor masa tiene (hasta el límite de 1,4 M®), menor es su radio; esto quiere decir que la gravitación favorece la contracción y el estrecho agrupamiento de la materia degenerada. En el interior de una enana blanca, las estructuras atómicas son destruidas y los electrones, desligados de los núcleos, se mueven libremente en el seno de un «mar degenerado». A pesar del apilamiento extremo de los electrones, queda todavía mucho sitio; los núcleos siguen estando tan distantes con respecto a su dimensión propia que se comportan como moléculas de
La estructura mecánica de una enana blanca depende esencialmente del comportamiento del mar de electrones, mientras que su
estructura térmica depende del movimiento de los núcleos. Como los electrones degenerados conducen muy bien el calor, el interior una enana blanca se asemeja a un trozo de metal incandescente.
La temperatura interna alcanza 100 millones de grados para las enanas blancas recién