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Evolución estelar
( Publicado en Revista Creces, Noviembre 1986 )
Intentar escribir la biografía de las estrellas resulta un desafío apasionante que hoy se
ve facilitado con el apoyo computacional En este artículo asistimos a la génesis, el
crecimiento, la vida plena y el colapso de una estrella.
El estudio de la evolución estelar es uno de los vuelos más imaginativos de la mente
humana. Si contemplamos el cielo, noche a noche, las estrellas nos parecen
inmutables. Las constelaciones que hoy observamos han visto nacer, crecer y morir
civilizaciones enteras, sin sufrir más cambio aparente que pequeñas diferencias en sus
posiciones y, a veces, cambios de brillo que suelen pasar desapercibidos para el
hombre común. Sólo notamos su constante centelleo, que es como un parpadeo atónito
ante la poca inteligencia con que el ser humano maneja sus asuntos.
Y, sin embargo, las estrellas evolucionan. Están constantemente liberando energía, y al
hacerlo cambian su hidrógeno en helio; en esta forma envejecen. En realidad, se puede
decir que las estrellas nacen, crecen, envejecen y mueren. Y la inteligencia humana ha
conseguido estudiar estas transformaciones, con la inmensa ayuda que significan los
computadores modernos.
Se trata de un problema complejo, que presenta dos dificultades básicas. En primer
lugar, los procesos que causan esta evolución se generan en el interior de las estrellas,
al cual no podemos llegar con nuestra observación; y, en segundo lugar, la vida del
hombre dura algunas decenas de años, en tanto que la vida de una estrella dura miles
de millones de años. Estudiar su evolución es como pedir a un ser venido de otro
mundo que mire por unos instantes a un conjunto de seres humanos de diferentes
edades y que, en base a esta rapidísima observación, trate de comprender cuál es
nuestro proceso de envejecimiento.
Modelos
El primer problema lo solucionamos calculando modelos teóricos de las estrellas. En
palabras simples, podemos decir que el cálculo de un modelo asume que las leyes
físicas que se cumplen en las estrellas son las mismas que se cumplen en la Tierra.
Además, contemplando el Sol, que es una estrella y es prácticamente esférico,
hacemos una generalización y asumimos que en las estrellas existe simetría esférica.
Partimos también de la base de que los gases que forman la estrella están en equilibrio
hidrostático, o sea que la presión de ellos hacia el exterior está compensada
exactamente por la atracción de gravedad hacía el interior. Si así no fuera, y la presión
de los gases fuera mayor que la atracción gravitacional, la estrella haría explosión; y
sus restos se perderían en el espacio; sí, por el contrario, fuera mayor la gravedad, los
gases harían implosión, cayendo violentamente hacia el interior, de modo que la
estrella desaparecería de nuestra vista. Es muy importante, además, considerar el
proceso que produce la energía, cuál es la cantidad de energía producida por unidad de
tiempo y cuál es la composición química de la estrella. Si asumimos que las variaciones
de composición producidas en el interior de la estrella aún no han llegado a su
superficie, podemos considerar que la composición actualmente observada,
determinada mediante el espectrógrafo, corresponde a la composición inicial. Y,
partiendo de esta base, podemos ir variando la composición de acuerdo con la tasa de
producción de energía, en lapsos bien determinados, por ejemplo cada millón de años.
En esta forma se calculan los llamados modelos evolucionarios que, en resumen, nos
narran la vida de la estrella, incluyendo lo que sucede en su centro mismo.
Para resolver el segundo problema, de la escala de tiempo, recurrimos a un método de
muestreo de las estrellas del cielo. Elegimos aquellas para las cuales, por algún método
astrofísico, hemos determinado la temperatura superficial T y la luminosidad (o
cantidad de energía emitida por unidad de tiempo) L. Si graficamos estas cantidades en
dos coordenadas, poniendo la temperatura en el eje horizontal y la luminosidad
(expresada en magnitudes estelares) en el eje vertical, obtenemos el llamado diagrama
de Hertzsprung-Rusell, en honor de los dos astrónomos que, en forma prácticamente
simultánea, lo idearon en distintas partes del mundo. Este gráfico, designado por
simplicidad diagrama H-R, es un valioso auxiliar para la investigación astronómica y, en
especial, para el estudio de la evolución estelar. En efecto, al dibujar en él los puntos
correspondientes a las estrellas para las cuales, como dijimos, conocemos T y L,
obtenemos una distribución como la que muestra la Figura 1; o sea que,
sorprendentemente, las estrellas no llenan todo el gráfico, sino que ocupan zonas muy
especificas de él. Existe una banda relativamente angosta, muy poblada, que se
denomina secuencia principal o de las estrellas enanas, y que va desde las
temperaturas y luminosidades altas (parte superior izquierda) hasta la parte inferior
derecha, correspondiente a estrellas débiles y de temperatura más baja. En esta región
se encuentra aproximadamente el 90% de las estrellas. Además, se encuentran
estrellas en una zona de la parte superior (supergigantes), de alta luminosidad, y en
una zona intermedia (gigantes). También se observan algunas estrellas bajo la
secuencia principal. son las enanas blancas.
Es interesante mencionar que la temperatura de una estrella determina su color.
Alrededor de los 3.000º las estrellas son rojas. Una estrella como el Sol, con una
temperatura superficial de alrededor de 6.000º, es amarilla. Las estrellas con una
temperatura de unos 10.000º son blancas; y las más calientes son azules. Por este
motivo se habla de supergigantes rojas o azules, de gigantes rojas o enanas blancas.
Prácticamente desde que se conoció el diagrama H-R se le interpretó como una
representación de la evolución estelar. Inicialmente se creyó que dicha evolución
procedía primero a lo largo de las ramas gigante o supergigante, de derecha a
izquierda, hasta llegar a la secuencia principal, y luego a lo largo de ésta hacia las
temperaturas menores, para evolucionar luego hacia la izquierda, a la zona de las
enanas blancas.
Como veremos a continuación, este concepto de la evolución era errado, pero no lo era
la interpretación del diagrama como un esquema de la evolución.
Cumulos
Muy útil para el estudio de estos procesos resultó el análisis de los diagramas H-R de
los cúmulos estelares, agrupaciones de estrellas que tienen movimientos comunes, de
modo que se mantienen relativamente próximas, formando una unidad física desde el
punto de vista gravitacional. El tipo más común lo forman los cúmulos abiertos,
constituidos por algunos cientos de estrellas, embebidos en nebulosidad, y de
composición química relativamente rica en elementos pesados (entendiendo en este
caso por elementos pesados todo lo que no sea hidrógeno y helio); más escasos son los
cúmulos globulares, formados por millones de estrellas cercanas, y, como su nombre lo
indica, de forma esférica o globular: las estrellas que los constituyen son más pobres
en metales (Figs. 2 y 3). Es una suposición lógica aceptar que todas las estrellas de un
cúmulo determinado tienen un origen común en el tiempo, o sea que tienen la misma
edad. Si se dibuja el diagrama H-R de distintos cúmulos se encuentra que algunos de
ellos tienen una secuencia principal larga y bien definida, prácticamente sin rama
gigante o supergigante; en otros, la secuencia principal se curva en la parte superior.
En algunos, la secuencia principal es muy corta, desviándose en la parte de arriba
fuertemente hacia la derecha, en forma prácticamente horizontal. En el fondo, como
muestra la Figura 4, hay una secuencia de formas que varían lentamente, desde el
cúmulo abierto NGC 2362 hasta el cúmulo abierto M 67 y el cúmulo globular M 3. Hoy se
sabe que esta diferencia progresiva se debe a distintos grados de evolución, a
diferentes edades.
Es importante darse cuenta de que cuando se calcula un modelo estelar, las
características físicas externas obtenidas deben reproducir las características
observadas; si así no fuera, hay que repetir los cálculos, cambiando los parámetros
iniciales hasta lograr un completo acuerdo. Este método se llama iteración. Es fácil
darse cuenta de que, si a estas iteraciones agregamos la montaña de cálculos que
implican los modelos evolucionarios, nos encontramos ante una tarea prácticamente
imposible de realizar sin la ayuda de un computador. Cálculos que habrían tomado
millones de horas-hombre para realizarse, y que tal vez nunca se hubieran realizado
debido al tiempo involucrado y a las probabilidades de error, pueden hacerse ahora en
forma rutinaria en pocos minutos. Este explica el enorme avance del estudio de los
interiores estelares y de la evolución estelar en las últimas décadas.
En resumen, nosotros no podemos seguir la vida de una estrella determinada desde su
nacimiento hasta su muerte. Sin embargo, analizando distintas estrellas y mediante el
cálculo de modelos evolucionarios, podemos estudiar suficientes etapas de su
desarrollo como para escribir una biografía. Y esto es lo que trataremos de hacer en los
párrafos siguientes. Los modelos van entregando pares de valores temperaturaluminosidad; cada uno de estos pares origina un punto en el diagrama H-R; y este
punto corresponde a un instante de la vida de la estrella. Uniéndolos todos,
obtendremos una línea que recibe el nombre de camino evolucionario y que es un
resumen de la vida de la estrella.
Nacimiento
En toda nuestra galaxia, la Vía Láctea, así como en otras galaxias, existen entre las
estrellas nubes de materia interestelar, formadas por gas y polvo, con densidades
típicas de unas pocas partículas por centímetro cúbico. Es en estas nubes donde nacen
las estrellas, prácticamente por casualidad (Fig. 5). En efecto, el movimiento de los
gases y el polvo dentro de las nubes, y de las nubes mismas dentro del conjunto hace
que la distribución del material varíe, produciendo regiones de densidad levemente
mayor que la de las zonas que las rodean. Debido a la atracción gravitacional, el gas y
el polvo comienzan a acumularse en estas zonas, en un proceso que puede durar
millones de años; se forman así condensaciones que, al alcanzar una densidad
suficiente, comienzan a contraerse; al mismo tiempo, pueden seguir atrayendo más
material; el conjunto se acerca cada vez más a la forma esférica. Se dice entonces que
se ha formado una protoestrella. Si quisiéramos ubicaría en el diagrama H-R, se
encontraría en una región muy alejada hacía la derecha y hacia abajo. A medida que la
gravedad aumenta en la protoestrella, ésta se sigue contrayendo haciéndose cada vez
más densa con el consiguiente aumento de temperatura: la protoestrella se encuentra
en la etapa de la producción de energía por contracción gravitacional. El punto que
representa a la estrella en el díagrama H-R se mueve hacia la izquierda, ya que
aumenta su temperatura, y hacia arriba, ya que al producir energía por contracción
gravitacional la protoestrella comienza a hacerse cada vez más luminosa. Este proceso
continúa hasta que la temperatura interior se hace lo suficientemente alta como para
que empiecen las reacciones nucleares (algunos millones de grados). Entonces
comienza la adaptación de la protoestrella a las nuevas condiciones, hasta que alcanza
una situación de equilibrio: el punto que la representa se sitúa en la secuencia
principal. Así ha nacido una estrella.
Enanas
La escala de tiempo de la contracción gravitacional, así como la posición que la estrella
recién nacida ocupa en la secuencia principal, depende de la masa que se condensa
inicialmente. Mientras mayor es la masa, más arriba en la secuencia principal se ubica
la estrella y menor es el tiempo que demora en llegar a ese punto. Una estrella como el
Sol se puede demorar unos diez millones de años en iniciar su vida en la secuencia
principal, en la posición indicada en la figura 1. Por otra parte, las protoestrellas muy
masivas se contraen hasta un tamaño similar al de nuestro sistema solar en solamente
unos diez mil años, y llegan a un punto de la secuencia principal situado más arriba,
correspondiente a una temperatura y luminosidad más alta. Las estrellas más masivas
conocidas tienen unas 100 veces la masa del Sol, en tanto que las menos masivas
tienen del orden de 0.1 a 0.2 masas solares. Las masas de gas de alrededor de un 7%
de la masa del Sol pueden no calentarse nunca lo suficiente como para que comiencen
las reacciones nucleares en su interior; radian toda su energía mediante la contracción
gravitacional hasta convertirse en masas frías y oscuras, invisibles para nosotros. Son
las llamadas enanas negras. Muchas veces se ha considerado que Júpiter, cuya masa
es un milésimo de la masa solar, puede ser una estrella que nunca nació.
Una estrella cualquiera permanecerá la mayor parte de su vida en la secuencia
principal, por ello esta zona se ve mas poblada de estrellas que el resto del diagrama
H-R. En esta etapa no permanece inmutable: produce energía, cambia su hidrógeno en
helio a una tasa que depende de la temperatura del interior: mientras mayor es la
temperatura, más luminosa es la estrella, mayor la cantidad de energía que produce y,
por lo tanto, mayor la cantidad de hidrógeno que consume y más rápido su
envejecimiento. Las estrellas menos masivas, por otra parte, tienen temperaturas
interiores más bajas y su consumo de hidrógeno es menor, por lo que su evolución es
más lenta.
Edad
Consideremos la evolución de una estrella como el Sol. Los cálculos sobre su consumo
de energía demuestran que ya ha vivido alrededor de cinco mil millones de años.
Dentro de otros cuatro a cinco mil millones de años, cuando las reacciones nucleares
hayan convertido en helio la mayor parte del hidrógeno del núcleo, se empezarán a
producir cambios más notorios. La combustión del hidrógeno no podrá continuar y la
temperatura no será aún suficientemente alta para que comience la combustión del
helio. Entonces el núcleo se contraerá por efecto de la gravedad. Esto hará que la
temperatura del centro se eleve rápidamente y comenzarán a producirse las reacciones
nucleares del hidrógeno en las capas que rodean el núcleo. Este proceso se irá
repitiendo, de modo que la producción de energía se realizará cada vez más hacia el
exterior. Debido a esto, las capas más superficiales de la estrella comenzarán a
expandirse, y la estrella aumentará de tamaño, bajando su temperatura debido a la
expansión. Cuando el Sol tenga unos 10.000 millones de años, su diámetro será
alrededor del doble de lo que es ahora y su brillo será aproximadamente el doble de lo
que era cuando nació. A partir de entonces, la evolución se acelerará. En los mil
millones de años siguientes la estrella duplicará nuevamente su diámetro, moviéndose
rápidamente hacia la región de las gigantes rojas. Solo 100 millones de años después
su tamaño será 50 veces mayor que el tamaño inicial y su brillo habrá aumentado en
unas 500 veces, aun cuando su temperatura será sólo alrededor de unos 2 000º C.
Evidentemente que este proceso significará la muerte de la vida en la Tierra, ya que el
Sol abrasará sus cuatro planetas interiores. Los océanos se evaporarán y los vapores
cubrirán la tierra con espesas nubes.
La etapa siguiente será compleja pero muy corta, Con la elevación de la temperatura
en el interior debido a la contracción gravitacional, comenzarán las reacciones
nucleares, del helio, de modo que tres núcleos de este elemento se fusionarán para
producir un núcleo de carbón. Sin embargo, el proceso se interrumpirá rápidamente
debido a que, al acomodarse a las nuevas condiciones físicas, se producirá en el núcleo
una explosión (relámpago de helio). Entonces bajará la temperatura del centro y la
combustión del hidrógeno en las capas exteriores al núcleo se detendrá. La envoltura
exterior de la estrella volverá a contraerse, con la consiguiente disminución del brillo
debido al menor tamaño. Este proceso durará unos 10.000 años. Finalmente, la
temperatura central se elevará nuevamente debido a la contracción, alcanzando unos
100 millones de grados, y el helio comenzará nuevamente a convertirse en carbón.
Cuando todo el núcleo de helio se haya convertido en carbón, la zona de combustión
comenzará nuevamente a correrse hacia afuera, pero, esta vez, consumiendo el helio.
La estrella estará formada por un núcleo inerte de carbón, rodeado por una zona donde
se realizarán las reacciones nucleares del helio, y más afuera otra zona donde se
efectuará la combustión del hidrógeno. La estrella volverá a la fase gigante con una
rapidez de un orden 100 veces mayor que la primera vez. En esta etapa se pueden
producir fluctuaciones en tamaño debido a repetidas explosiones de las capas de helio.
Este proceso es similar para estrellas con masas comprendidas entre unas cinco masas
solares y las masas más pequeñas observadas. Para este grupo éstas son las últimas
etapas de la vida, antes de dirigirse inexorablemente hacía su muerte. Para estrellas
más masivas, este ir venir hacia y desde la rama gigante o supergigante se puede
repetir. En efecto, ya dijimos que la mayor masa implica mayor temperatura. A su vez,
esto implica que, agotado el helio, se pueden producir en el interior otras reacciones
nucleares. Por ejemplo, si la estrella comienza su vida en la secuencia principal con una
masa de alrededor de 10 veces la masa solar, las reacciones nucleares no se detendrán
con la formación del núcleo de carbón. Este núcleo se contraerá y su temperatura se
elevará a unos 600 millones de grados, iniciando la fusión del carbón para formar
oxigeno, neón y magnesio. Cuando se agote el carbón, se repetirá la contracción hasta
que temperaturas más altas permitirán la transformación del magnesio en azufre y,
finalmente, de éste en fierro. Nuevamente, cuando una determinada reacción deja de
producirse en el núcleo para pasar a las capas que lo rodean, la estrella aumenta de
tamaño para dirigirse a la rama supergigarite, volviendo atrás cuando la temperatura
se hace insuficiente para que la reacción continúe. Cuando la estrella ha formado su
núcleo de fierro, la muerte es inminente.
Las características de la evolución de las estrellas de un cúmulo al alejarse de la
secuencia principal permiten estimar la edad del cúmulo. En efecto, la secuencia
principal tal como aparece en la Figura 1 es la zona en la cual las estrellas comienzan
sus reacciones nucleares, es decir, nacen. Se llama, por esto, secuencia principal de la
edad cero. A medida que pasa el tiempo, la evolución avanza con mayor rapidez para
las estrellas más masivas y de mayor temperatura, que se alejan de la secuencia
principal de la edad cero antes que las estrellas más frías. Por este motivo, la parte
superior de la secuencia principal de algunos cúmulos se curva hacia la derecha. Y
mientras más viejo es el cúmulo, más abajo comienza a observarse esta curvatura, ya
que más estrellas, con temperaturas cada vez menores, han tenido tiempo de
evolucionar en su secuencia hacía la rama gigante (Fig. 6). De este modo, observando
el punto en que la secuencia principal del cúmulo comienza a alejarse de la secuencia
principal de la edad cero, se puede estimar la edad del cúmulo. A partir de la figura 4
podemos deducir, en consecuencia, que los cúmulos globulares, cuyos diagramas H-R
son todos similares al del cúmulo M3 que allí aparece, son muy viejos. Por ejemplo, la
edad estimada del cúmulo NGC 2362 es del orden de un millón de años, en tanto que
los cúmulos globulares tienen edades estimadas del orden de unos 10.000 millones de
años.
El tipo de muerte de una estrella también depende de su masa: mientras más masivas
son, más estrepitosa y espectacular es su muerte.
Consideremos primero una estrella de 5 masas solares o menos, lo que incluye a
nuestro Sol. Ya vimos que, después que se forma el núcleo inerte de carbón, la estrella
se dirige inexorablemente hacia su muerte. El núcleo se contrae, pero su temperatura
no alcanza a elevarse lo suficiente para que comiencen las reacciones nucleares del
carbón. Sin embargo, la elevación de la temperatura interna provoca una expansión de
las capas superficiales, con el consiguiente enfriamiento. La fuerza de gravedad
ejercida sobre ellas desde el interior llega a hacerse tan débil que la presión ejercida
hacía el exterior por la radiación de la estrella es suficiente para hacerlas escapar: una
vasta capa de gas se expande en el espacio, formando una nebulosa planetaria (Fíg.
7). A medida que los gases de la nebulosa se expanden y se tornan más tenues, el
núcleo que quedó atrás se hace visible como una estrella de alta temperatura, cuya
radiación ultravioleta excita la capa de gas en expansión de modo que la nebulosa
despliega sus hermosos colores. Todas las estrellas que en esta etapa de su vida
contienen 1.4 masas solares o menos sufren el mismo destino. Todas o la gran mayoría
vienen de la fase de gigantes rojas y pueden pasar por las fases de ser estrellas
centrales de una nebulosa planetaria. Las que no pasan por esta etapa pierden su masa
de alguna manera distinta, tal vez durante la etapa gigante. En todo caso, en alguna
forma pierden gran parte de su masa original. Las estrellas como el Sol y otras masas
similares a la de éste cuando estaban en la secuencia principal, pueden contener en
esta etapa sólo la mitad de la masa solar. Y estrellas que contienen entre 4 y 5 masas
solares en el momento de comenzar sus reacciones nucleares pueden llegar en esta
etapa a solo 1.4 masas solares.
Cuando los fuegos nucleares del interior mueren definitivamente estas estrellas
prácticamente núcleos desnudos de la estrella que fueron, continúan disminuyendo de
tamaño hasta alcanzar una condición estable, el estado de enanas blancas, con un
radio de unos pocos miles de kilómetros y una densidad del orden de unas decenas de
toneladas por centímetro cúbico. Cuando la materia alcanza este estado se habla de
materia degenerada; es esta enorme densidad (esta degeneración de la materia) la que
sostiene la estrella contra un completo colapso gravitacional y le permite continuar en
la condición estable que hemos mencionado. Una enana blanca tiene un tamaño
comparable al de la Tierra; por esto, aunque su temperatura es muy alta, mayor que la
del Sol, su brillo total es muy pequeño.
Algunas veces se produce en esta etapa un repentino aumento de brillo de la estrella,
se trata de una nova, millones de veces más brillante que la estrella que le dio origen y
que produce la ilusión del nacimiento de una nueva estrella, en circunstancia de que en
realidad es el último suspiro antes de la muerte.
Actualmente se cree que este fenómeno se produce cuando la enana blanca forma
parte de una estrella doble; entonces es posible que, en forma más o menos repentina,
gran cantidad de materia caiga hacia la enana blanca desde su compañera aportando
combustible nuevo para que se produzcan reacciones nucleares` en la superficie,
produciendo el súbito aumento de brillo. La luminosidad de una nova comienza a
diminuir en forma casi inmediata, al principio con rapidez y después más lentamente:
la estrella vuelve a su débil brillo inicial en unos pocos meses.
A medida que envejecen las enanas blancas, ya incapaces de producir energía por
ningún medio, radian su propio calor de modo que se enfrían gradualmente; de blancas
pasan a ser amarillas y después rojas: finalmente, después de millones de millones de
años se transforman en enanas negras, que ya han radiado todo su calor, frías cenizas
muertas de astros antes esplendorosos. Cuando el Sol pase a convertirse en una enana
blanca, la Tierra también se enfriará. Las nubes que la rodearon durante la etapa de
gigante roja del Sol se condensarán, la lluvia caerá sobre la Tierra calcinada, los
océanos se volverán a llenar, y caerá nieve de anhídrido carbónico. Un frío cada vez
mayor envolverá el planeta, los océanos se congelarán y, lentamente, una edad de
hielo eterna caerá sobre la Tierra, que fue nuestro hogar.
La Figura 8 muestra en forma muy esquemática el camino evolucionario de una estrella
como el Sol, desde poco antes de su nacimiento hasta su muerte como enana negra.
Para las estrellas más pesadas la historia es diferente. Después de la etapa de
supergigante roja, las condiciones en el centro cambian tan rápidamente que se hace
muy difícil calcular los modelos adecuados, a pesar de la invaluable ayuda de los
computadores. Por este motivo se han propuesto varias teorías basadas en modelos
diferentes acerca de lo que acontece. Aquí expondremos una de las versiones de la
historia.
Supernovas
Consideremos una estrella de 5 a 10 masas solares. Ya dijimos que, al formarse el
núcleo de hierro, la muerte es inminente. Dicho núcleo se contrae y comienza a
calentarse de nuevo. Eventualmente la temperatura llegará a ser tan alta como para
que se comiencen a producir las reacciones nucleares del hierro. Pero esto llama al
desastre, porque los núcleos de hierro tienen propiedades totalmente diferentes de las
otros núcleos: al sufrir una reacción nuclear absorben energía en vez de producirla;
luego no queda energía disponible para que el núcleo se siga calentando. El núcleo
contrarresta esta falta de energía nuclear contrayéndose y calentándose todavía más,
debido a la contracción gravitacional. Entonces el hierro se puede dividir (fisionar) en
núcleos más livianos. absorbiendo aun más energía. Se produce un círculo vicioso y el
proceso queda, por último, totalmente fuera de control. En materia de segundos (un
tiempo fantásticamente corto para una estrella que ha vivido millones y millones de
años), el núcleo colapsa y se calienta de forma catastrófica. La materia de las capas
exteriores cae sobre el núcleo colapsado, y los electrones penetran en los protones
para formar neutrones, partículas que tienen la misma masa que los protones pero que
son, como su nombre, lo indica, eléctricamente neutras: se produce la neutronización
de la materia. En el proceso se libera una gran cantidad de neutrinos, partículas de las
que ya hablamos. En esta etapa del colapso. las capas exteriores de la estrella son tan
densas que detienen a los neutrinos y, al hacerlo, son empujadas por ellos con gran
fuerza, de manera que se alejan violentamente del núcleo. Se generan así intensas
ondas de choque, verdaderas explosiones sónicas que atraviesan la materia que se
expande, posiblemente formando en su travesía elementos químicos más pesados que
el hierro. Con una tremenda explosión la estrella se destruye y en el cielo aparece una
espectacular supernova. En los días y semanas que siguen a la explosión, la cantidad
de energía liberada por la supernova puede igualar a la cantidad emitida por toda la
galaxia a la cual pertenece: su luminosidad ha aumentado en cientos de millones de
veces. Algún tiempo después el brillo comienza a disminuir, pero el proceso total es
muchísimo más largo que el de una nova.
Al producirse la supernova, sólo queda atrás el núcleo desnudo de la estrella; pero
ahora no se trata de una enana blanca; la masa residual será mayor que 1.4 masa
solar, aunque menor que 2 a 3 masas del Sol. Debido a la explosión, el núcleo se
contrae aún más, la neutronización continúa, y finalmente, se forma una estrella de
neutrones, que puede llegar a tener un diámetro de tan sólo 20 kilómetros, pero con
una densidad de 10 millones de toneladas por centímetro cúbico.
¿Cómo puede ser una estrella de neutrones? Es posible que tenga una corteza
cristalina, sólida. de algunos cientos de metros de espesor, rodeada por una atmósfera
que contendría en conjunto la fotosfera, la cromosfera y la corona y que, posiblemente,
alcanzaría sólo unos pocos centímetros de altura. Dado que la superficie sería cristalina,
podrían existir en ella irregularidades semejantes a montañas, pero debido a la enorme
atracción gravitacional (que puede ser del orden de 100 mil millones de veces la que
existe en la Tierra), es posible que dichas montañas sobresalgan apenas por sobre la
atmósfera.
Por otra parte, en este fenómeno hay que considerar también la existencia de un
campo magnético. Antes del colapso, el núcleo tiene sólo un campo magnético débil.
Pero a medida que el núcleo se contrae, el campo magnético se va concentrando, lo
que significa que, simultáneamente, se va haciendo más intenso. Cuando el núcleo
llega al tamaño de una estrella de neutrones, el campo magnético se hace sumamente
poderoso, más intenso que todo lo que podamos producir en la Tierra. Por ejemplo, si
el Sol se contrayera hasta tener el tamaño de una estrella de neutrones, con un cambio
de su radio de 700.000 hasta alrededor de 10 km., su campo magnético aumentaría
desde un gauss (que es el campo magnético promedio del Sol) hasta 5.000 millones de
gauss. En consecuencia, es totalmente razonable suponer que las estrellas de
neutrones tienen campos magnéticos de miles de millones de gauss.
Pulsares
Cuando la teoría predijo la existencia de las enanas blancas, éstas ya se habían
observado y estaban ubicadas en el diagrama H-R. Pero cuando las estrellas de
neutrones se discutieron por primera vez teóricamente en los años 30, parecía
imposible llegar a observar alguna: ni siquiera se tenía una idea clara sobre cómo se
podrían observar.
Sin embargo, en 1967 los radio-astrónomos detectaron por primera vez un objeto
extraño, una radiofuente pulsante, o sea que emitía una rápida secuencia de pulsos
muy cortos y espaciados en forma muy regular. Estos objetos recibieron el nombre de
pulsares, y actualmente se conocen más de 300. Pronto se quiso interpretar su
comportamiento y se llegó a la conclusión de que sólo se podía tratar de estrellas de
neutrones en rápida rotación. El descubrimiento de los pulsares es, en consecuencia, el
descubrimiento de las estrellas de neutrones. Una de las teorías más aceptadas para
explicar la emisión de los pulsos es la teoría del faro. Consideremos un faro situado en
la costa, cuya luz penetra muchos kilómetros en el océano hasta un punto en el cual
hay un barco. A medida que el fanal gira, el haz de luz pasa por el barco rápidamente,
desapareciendo después para volver a aparecer cuando se ha realizado una rotación
completa. Análogamente, un pulsar sería una estrella de neutrones en rápida rotación
que emitiría su radiación en forma de un haz, de modo que en la Tierra vemos un pulso
cada vez que dicho haz nos alcanza, al completar una rotación. Esta teoría, sin
embargo, debe explicar por qué la radiación se emite en forma de un haz. Este
problema es más complejo, pero se cree que el fenómeno está relacionado con el
poderoso campo magnético de las estrellas de neutrones.
En todo caso, la identificación de las estrellas de neutrones con los pulsares está
confirmada por algunos hechos adicionales. En efecto, la temperatura superficie
estimada para las estrellas de neutrones (del orden de 10 millones de grados) implica
que ellas deben ser emisoras intensas en la región de los rayos X. Podría entonces
esperarse que donde hay una estrella de neutrones haya una fuente de rayos X y un
pulsar. En la nebulosa del Cangrejo (Fig. 9), remanente de una supernova, se detectó
una fuente de rayos X mediante observaciones con cohetes desde fuera de la
atmósfera. Por otra parte, en la misma nebulosa se detectó el pulsar NP 0532 y
posteriormente se encontró que en la posición del pulsar existía una estrella pequeña
que emitía destellos cada 0.033 segundos, exactamente el mismo periodo de las
pulsaciones en las longitudes de onda de radio. De este modo se confirmó la relación
entre los tres fenómenos y, además, posiblemente, la relación de ellos con las
supernovas.
Hoyos negros
¿Qué pasa cuándo la estrella llega a la secuencia principal con una masa mayor que
unas 10 masas solares? En el caso de las enanas blancas y las estrellas de neutrones,
la degeneración impide el colapso total del núcleo. Pero en el caso de que la masa
remanente después de la explosión de la supernova sea mayor que unas 3 masas
solares, como puede suceder con las estrellas más masivas, el colapso pasa por la
etapa de la estrella de neutrones, sin que la degeneración de éstos sea capaz de
detenerlo y el núcleo continúa haciéndose más y más denso. La fuerza de gravedad se
hará tan intensa que la radiación proveniente de la estrella tendrá cada vez mayores
dificultades para escapar, y llegará un momento en que la luz emitida en un punto
orbitará alrededor de la estrella (Fig. 10). La esfera dentro de la cual la luz puede
orbitar recibe el nombre de esfera de fotones, y su radio se puede calcular en forma
teórica. Por ejemplo, para una estrella de tres masas solares, el radio de la esfera de
fotones es 13.5 kilómetros. Pero la contracción continúa y llegará un momento en que
la luz ni siquiera podrá orbitar la estrella, sino que no podrá escapar de ella de ninguna
manera: la estrellase habrá transformado en un hoyo negro. Toda evidencia externa de
su existencia desaparecerá, quedando sólo su campo gravitacional como indicación de
posición en el espacio Este es un fenómeno relacionado con la relatividad general, y las
ecuaciones que lo gobiernan fue planteadas por Einstein. La solución a estas ecuaciones
fue laborada por Schwarzschild, y este motivo el radio para el cual la luz ya no puede
salir de la estrella se llama radio de Schwarzschild o radio gravitacional. El radio de la
esfera de fotones es exactamente una vez y media el radio gravitacional. La superficie
esférica correspondiente a dicho radio recibe el nombre de horizonte de eventos.
Cuando la estrella llega a ser menor que su horizonte de eventos, nada puede detener
su contracción. En el hecho, la teoría matemática predice que en su camino hacia el
olvido la estrella, teóricamente, se contraerá hasta hacerse submicroscópica y
finalmente llegará a tener un radio cero, situación que parece imposible de concebir.
Este punto, correspondiente a radio cero y densidad infinita, recibe el nombre de
singularidad. Entonces, la teoría predice que "en todo hoyo negro hay una
singularidad".
¿Podemos detectar un hoyo negro? Difícil como parece, no es imposible. Debido a su
intenso campo gravitacional, un hoyo negro atrae materia, que será acelerada hacia él.
Parte de esta materia caerá directamente en el hoyo negro y nunca se la volverá a ver;
sin embargo otra parte comenzará a orbitar alrededor del hoyo negro, a gran
velocidad, formando un disco de acreción. Lo más probable es que este gas en órbita
se calentará. Los cálculos teóricos demuestran que este calentamiento será tan grande
que el gas radiará intensamente en la región del espectro correspondiente a los rayos
X. De modo que a pesar de que no podamos observar directamente el hoyo negro,
deberíamos poder observar los rayos X provenientes del disco de acreción. Un caso
muy convincente es el de la fuente de rayos X Cygnus X-1. Esta es la primera fuente de
rayos X en la cual se detectaron variaciones de intensidad en una escala de tiempo de
milisegundos. Luego se encontró radiación en las longitudes de onda de radio,
proveniente de la misma zona y finalmente en la posición correspondiente a estas
radiaciones se encontró una estrella de novena magnitud, o sea no visible a ojo
desnudo. La identificación de la radiofuente con la fuente de rayos X era indudable, ya
que ambas sufrían abruptos cambios de intensidad en forma instantánea. Un análisis
del espectro de la estrella observada en el visual demostró que se trata de una
supergigante azul, de unas 15 masas solares. Por otra parte, el espectro indica también
que existe una compañera invisible, de tal modo que orbitan una en torno a la otra con
un periodo de 5.6 días. Además, la órbita permite deducir que la compañera invisible
tiene, con toda seguridad, más de cuatro masas solares; la mejor estimación es 8
masas solares. Esta masa es tanto mayor que las 2 ó 3 masas solares necesarias
requeridas por la teoría para tener un hoyo negro, que parece que aún tomando en
cuenta todas las incertezas encerradas tanto en las medidas como en los cálculos
teóricos, hay demasiada masa para que la estrella invisible pueda estabilizarse como
una de neutrones. En consecuencia, la mayoría de los astrónomos creen que en Cygnus
X-1 se ha encontrado un agujero negro.
Núcleo síntesis
Las explosiones de supernovas en el caso de las estrellas masivas, e incluso la
expulsión de nebulosas planetarias en el caso de estrellas de menor masa, tienen una
consecuencia interesante: enriquecen la galaxia en elementos pesados. En efecto, al
formarse la primera generación de estrellas después de la explosión que dio origen al
Universo, se condensó la materia prima existente en ese momento, prácticamente sólo
hidrógeno. Luego, al iniciarse las reacciones nucleares en el interior de estas estrellas,
se comenzaron a formar elementos más pesados en un proceso que se designa con el
nombre de nucleosíntesis y que, aunque no lo hemos explicado en detalle, se puede
entender en forma general en lo que ya hemos dicho: cada reacción nuclear del tipo
fusión produce un elemento químico más pesado que aquellos que se fusionan. Al
producirse luego la explosión de la supernova estos elementos químicos nuevos son
expulsados al exterior de la estrella, de modo que la materia interestelar se contamina,
enriqueciéndose. Las estrellas formadas posteriormente serán más ricas en elementos
pesados, lo que nos proporciona una confirmación adicional del esquema general de
evolución estelar aquí descrito. En efecto, ya mencionamos que los cúmulos globulares
son los más antiguos de todos y, a su vez, son muy pobres en elementos pesados: se
les puede considerar formados por estrellas de una primera generación. En cambio los
cúmulos abiertos, más jóvenes, corresponderían a generaciones posteriores de
estrellas, segunda o tal vez tercera; es decir se habrían formado cuando ya la materia
interestelar se encontraba enriquecida por otros elementos químicos y su análisis
espectral revela que tienen un contenido metálico más alto que el de los cúmulos
globulares.
Podemos terminar diciendo, como Friedman en su libro "The Amazing Universe": "La
Astronomía es una gran empresa humana, internacional en sus ideas y realizaciones,
en la cual participan miles de científicos, técnicos, ingenieros y artesanos. Sus
instrumentos son los más maravillosamente precisos, exquisitamente delicados e
increíblemente sensibles que el genio del hombre puede producir. Ahora, su capacidad
se ha extendido gracias al uso de los computadores; para los teóricos, estas máquinas
capaces de realizar milagros pueden recrear la biografía de las estrellas y las galaxias,
comprimiendo miles de millones de años de evolución en unos pocos minutos". La
increíble historia que acabamos de narrar, en que la mente del hombre ha elaborado la
teoría de las enanas blancas, las estrellas neutrónicas y los hoyos negros así lo
prueban.
Artículo extraído de CRECES EDUCACIÓN - www.creces.cl