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Medición de distancias

Medición de distancias

Desde Hiparco de Nicea (190-120 a.C.), el mayor o menor brillo de las estrellas se llama “magnitud”. Cuanto más brillante es un astro, menor es su magnitud. Así las estrellas más brillantes son de primera magnitud. Otras menos brillantes son de segunda magnitud, hasta llegar a las de sexta magnitud que apenas son visibles.

Los métodos astronómicos modernos permiten fijar los decimales de las magnitudes hasta las décimas e incluso las centésimas en algunos casos. La 61 del Cisne –de la que volveremos a hablar luego- tiene escaso brillo y su magnitud es de 5. Capella es una estrella brillante de magnitud 0’9. Alfa Centauro, más brillante, tiene una magnitud de 0’1. Los brillos todavía mayores se llaman de magnitud 0, e incluso se recurre a los números negativos para representar brillos extremos. Por ejemplo, Sirio, la estrella más brillante del cielo tiene una magnitud de -1’42. La del planeta Venus es de -4’2, la de la Luna llena, de -12’7, y la del Sol de -26’9.

Éstas son las “magnitudes aparentes” de las estrellas, tal como las vemos, no son luminosidades absolutas independientes de la distancia. Pero si conociéramos la distancia de una estrella, con su magnitud aparente podríamos calcular su verdadera luminosidad. Para ello los astrónomos basaron la escala de las “magnitudes absolutas” en el brillo a una distancia tipo que se ha establecido en 10 pársecs, o 32’6 años luz.

Aunque el brillo de Capella es menor que de Alfa de Centauro y Sirio, en realidad es una emisora mucho más poderosa de luz que cualquiera de ellas. Simplemente ocurre que está situada mucho más lejos. Si todas estuvieran a la distancia tipo, Capella sería la más brillante de las tres. Nuestro Sol es tan brillante como Alfa de Centauro, con una magnitud de 4’86, o sea una estrella de tamaño mediano.

Es pues muy importante poder conocer a que distancia de nosotros se encuentra una determinada estrella para, a partir de su brillo aparente, calcular su magnitud absoluta lo que nos proporcionará mucha otra información relevante como su tamaño, temperatura, edad, composición, etc. Veremos a continuación algunos de los métodos al alcance de los astrónomos para poder averiguar estas distancias.


PARALAJE

Con el nombre de paralaje se designa el desplazamiento o diferencia de la posición aparente de un objeto observado desde dos puntos de vista distintos. Todos podemos hacer un ejercicio muy sencillo para entenderlo. Extendamos un brazo con la mano cerrada y el dedo pulgar levantado. A continuación cerremos un ojo, y con el otro fijémonos en la posición del dedo pulgar sobre una pared al fondo. Si a continuación, cambiamos el ojo cerrado y el abierto, observaremos que el dedo señala una posición diferente, algo desplazada de la anterior. Es decir, que el dedo, que está inmóvil, cambia de posición aparente con respecto a un fondo lejano según con que ojo lo estemos mirando. Si tuviéramos los ojos más separados de lo que los tenemos, este efecto sería aún más notorio.

Si queremos, por ejemplo, calcular como de lejos está la Luna, nos fijamos que posición ocupa en un momento determinado con respecto al fondo de estrellas más lejanas. Y luego repetimos la operación desde un lugar de observación diferente, y midiendo los ángulos y aplicando sencillas reglas geométricas podremos saber la distancia de la Luna.

No es difícil darse cuenta que, cuanto más alejados estén los dos puntos de observación, tanto más fácil y precisa será la medición de los ángulos. Por eso, para el caso de la Luna, las observaciones se hacen con una diferencia de 12 horas, cuando la Tierra ha efectuado media revolución, y el punto de observación se ha desplazado una distancia equivalente al diámetro terrestre. Para medir distancias mayores las mediciones se efectúan con un intervalo de seis meses, para realizarlas desde puntos opuestos de la órbita de la Tierra alrededor del Sol que es el mayor alejamiento entre los puntos de observación que es posible obtener sin abandonar la Tierra. La primera medición de la distancia de una estrella obtenida con este método la realizó el astrónomo alemán Friedrich Bessel en 1838, con la estrella 61 del Cisne.

El pársec, que se mencionó antes, es una unidad de medida muy usada en astronomía, y es la distancia desde la que se ve la unidad astronómica (ua: otra unidad de medida equivalente a la distancia Tierra-Sol, es decir 150 millones de kms) bajo un ángulo de un segundo de arco. Un pársec equivale a 30’9 billones de kms, o lo que es lo mismo 3’26 años luz. Son también muy usados sus múltiplos: el kilopársec (mil pársecs) y el megapársec (un millón de pársecs).

El método de la paralaje es útil para distancias dentro del Sistema Solar y para estrellas no muy lejanas. Para hacernos una idea de lo pequeña que resulta la paralaje consideremos el caso del sistema estelar más próximo a la Tierra, el formado por las tres estrellas de Alfa Centauri. La más cercana de las tres, Próxima Centauri, está a 40 billones de kms, o 4’3 años luz. Esta estrella tiene, por tanto, una paralaje inferior a un segundo de arco, que es menos de 1/3.600 partes de un grado. Para hacernos idea de la precisión requerida en las mediciones, medir un ángulo de 1’75 segundos es como poder apreciar el grosor de una moneda de 20 céntimos puesta de canto a una distancia de 3 kms. A mayor distancia, menor paralaje, y los errores cometidos se van haciendo más y más significativos. A partir de 100 años luz, y aun usando todo el diámetro de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, ya no es fiable la paralaje geométrica y hay que emplear otros métodos para determinar distancias estelares.


LAS CEFEIDAS

Algunas estrellas, conocidas como estrellas variables, muestran cambios de magnitud en diversos intervalos de tiempo. Así, Algol en la constelación de Perseo, un ejemplo típico de binaria eclipsante, presenta unos espectaculares cambios pasando cada dos días y medio de la magnitud 2’12 a 3’19. Esto le valió que los árabes le pusieran ese nombre que significa “estrella del diablo”.

Otra estrella variable, muy brillante, es la llamada Delta de Cefeo, en la constelación de Cefeo. Un detenido estudio reveló que su brillo variaba de forma cíclica: se iniciaba con una fase de menor brillo, el cual se duplicaba rápidamente, para atenuarse luego de nuevo muy lentamente. Esto ocurría una y otra vez con gran regularidad. Los astrónomos descubrieron después otra serie de estrellas en las que se observaba el mismo brillo cíclico, por lo cual, en honor de Delta de Cefeo, fueron bautizadas como “cefeidas”. Los períodos de las cefeidas oscilan entre menos de un día y unos dos meses. El período de Delta de Cefeo es de 5’3 días, mientras que el de la cefeida más próxima a nosotros, nada menos que la Estrella Polar, es de 4 días; no lo hace con la suficiente intensidad como para que pueda apreciarse a simple vista.

-Nubes de Magallanes-

En 1912 la astrónoma Henrietta Leavitt, estudiando la más pequeña de las Nubes de Magallanes1  detectó un total de 25 cefeidas. Registró el período de variación de cada una y, con gran sorpresa, comprobó que cuanto mayor era el período, más brillante era la estrella. Esto no se observa en las cefeidas más próximas a nosotros ¿Por qué ocurría en la Pequeña Nube de Magallanes? En nuestras cercanías conocemos sólo las magnitudes aparentes de las cefeidas, pero no sabemos las distancias a que se hallan ni su brillo absoluto. Pero en la Pequeña Nube de Magallanes ocurre como si todas las estrellas estuvieran aproximadamente a la misma distancia de nosotros, debido a que la propia nebulosa se halla muy distante. Para entenderlo es como si afirmamos que todos los habitantes de Buenos Aires están a la misma distancia de nosotros. Sabemos que esto no es rigurosamente cierto, pues unos estarán unos pocos kilómetros más cerca o lejos que otros; pero dada la gran lejanía a la que está Buenos Aires, estas pequeñas diferencias son irrelevantes y podemos considerar que todos sus habitantes están igual de lejos de nosotros.

Así se puede considerar como verdadera la relación apreciada, o sea, que el período de las cefeidas aumenta progresivamente al hacerlo la magnitud absoluta. De esta manera se logró establecer una “curva de período-luminosidad”, gráfica que mostraba el período que debía tener una cefeida en cualquier magnitud absoluta y, a la inversa, qué magnitud absoluta debía tener una cefeida de un período dado. Si tenemos dos cefeidas con idénticos períodos, podemos suponer que ambas tienen la misma magnitud absoluta. Si la cefeida A se muestra 4 veces más brillante que la B, esto significa que ésta última se halla dos veces más lejos de nosotros. Si pudiéramos determinar la distancia real de tan sólo una de las cefeidas, podrían calcularse las distancias de todas las restantes.

Por desgracia incluso la cefeida más próxima, la Estrella Polar, dista de nosotros cientos de años luz, es decir, se encuentra a una distancia demasiado grande como para ser medida por paralaje. Pero los astrónomos usan también métodos menos directos, por ejemplo el movimiento propio: por término medio, cuanto más lejos de nosotros está una estrella, tanto menor es su movimiento propio. Se recurrió a una serie de técnicas para determinar los movimientos propios de grupos de estrellas y se aplicaron métodos estadísticos. Los valores concordaban lo suficiente como para que los astrónomos lo validaran como patrón de medida.

 

LAS HÍADES

Cuando decimos que una estrella se mueve en el cielo, realmente queremos decir que se mueve en relación a las demás. Pero sin conocer a que distancia se encuentra la estrella no podemos saber la magnitud real de su desplazamiento, sólo podemos medir la variación que experimentan los ángulos que separan la estrella de las demás. Estos ángulos son pequeños y difíciles de medir, por lo que la medición abarca varios años, incluso un siglo o más. Las estrellas más rápidas necesitan 1 siglo y ¾ para recorrer un trayecto equivalente al diámetro de la Luna. Otras necesitan más de 20.000 años para ello. Este movimiento de las estrellas se llama su movimiento propio.

Existen cúmulos estelares, grupos de estrellas que nacieron simultáneamente. Uno de los más conocidos son las Pléyades, constituido por unas 120 estrellas. Ocasionalmente se incorporan al grupo estrellas errantes que no pertenecen a él. Además delante o detrás de los cúmulos puede haber estrellas que vistas desde la Tierra parecen pertenecer al grupo. Existe un método para distinguir a los miembros auténticos del grupo de los demás. Todas las estrellas de un cúmulo nacieron poco más o menos al mismo tiempo y mantienen el movimiento propio de la nube de gas de la que se formaron y se mueven casi paralelamente entre sí. Así pues el movimiento propio común nos permite distinguir a las estrellas originales del cúmulo de las que no lo son, pero sin conocer a que distancia de nosotros se encuentran no podemos saber la velocidad real a la que se mueven, sólo vemos los segundos de arco que cubren en el firmamento durante un siglo. Si conociéramos la distancia que nos separa, el movimiento propio nos permitiría calcular su auténtica velocidad. Y a la inversa, si pudiéramos conocer la auténtica velocidad podríamos calcular la distancia a partir del movimiento propio.

El método de los movimientos propios falla cuando una estrella se mueve exactamente hacia nosotros o se aleja exactamente de nosotros. Su posición en el cielo permanece inalterable, la estrella no se mueve lateralmente y su movimiento no puede medirse directamente. Afortunadamente podemos calcularlo con ayuda del efecto Doppler. Los astrónomos llaman velocidad radial a la velocidad con que un objeto se acerca o se aleja de nosotros. Lo habitual es que una determinada estrella no se mueva exactamente en nuestra dirección ni en la transversal, sino que presente una combinación de velocidad radial y movimiento propio (Fig.1).

 

 

Podría deducirse que todas las estrellas de un cúmulo se moverán en el cielo paralelamente entre sí. Esto no es totalmente cierto por el efecto visual que se explica en la siguiente imagen

 

Hay un cúmulo que muestra particularmente bien esta convergencia de las direcciones de fuga: el cúmulo de las Híades, situado en la constelación de Tauro cerca de la estrella Aldebarán. Todas las Híades apuntan a un lugar de la constelación de Orión (Fig.3).

 

Cojamos una estrella individual del grupo. Sabemos en qué dirección se desplaza, sabemos también su velocidad radial calculada mediante el efecto Doppler y con esta información, gracias a la trigonometría, podemos calcular su distancia como veremos a continuación. En el caso de las Híades, la distancia es de 42 pc, aproximadamente igual para todas las estrellas del cúmulo. Con ello hemos conseguido averiguar la distancia de un grupo de unas 100 estrellas de los tipos más variados. Las estrellas no brillan todas igual, pero sí brillan igual las estrellas de clases idénticas. Conociendo el espectro de una estrella más lejana sabemos a qué clase pertenece y deduciremos que tiene la misma luminosidad que una estrella de las Híades de igual clase. Tenemos pues dos estrellas de igual luminosidad y sabemos que una de ellas se encuentra a 42 pc, y con eso podemos calcular la distancia de la otra a partir de su brillo aparente.

 

 

SUPERNOVAS TIPO IA

El proceso evolutivo de algunas estrellas las conduce en ocasiones a una situación que acaba con un enorme estallido que puede llegar a ser tan luminoso como una galaxia entera. Son las supernovas. Los motivos que ocasionan la explosión, y los efectos y consecuencias de la misma son complejos y los trataremos en otra exposición.

No todas las supernovas son iguales ni se producen por los mismos motivos. Aquí nos interesa un tipo concreto de supernovas conocidas con “supernovas IA”. Las supernovas tipo IA son supernovas que ocurren en sistemas binarios de dos estrellas que giran cada un alrededor de la otra, y en los que una de ella, o las dos, es una enana blanca de carbono y oxígeno. Una enana blanca es una estrella de tamaño similar a la Tierra, pero con tanta masa como el Sol, con una densidad 100.000 mil veces superior al hierro o al oro por lo que se ve afectada por los efectos de la mecánica cuántica.

La mayor gravedad de la enana blanca va absorbiendo y atrayendo hacía sí materia de su compañera, e incrementando así su propia masa y volviéndose cada vez más densa y caliente. Cuando el aumento de la masa alcanza el límite de 1’4 masas solares (límite de Chandrasekhar), el incremento de temperatura en el interior de la enana permite la combustión de carbono y la estrella colapsa y estalla en forma de supernova.

Estas explosiones son las más luminosas del cosmos, visibles a miles de millones de años luz, lo que permite detectarlas incluso en galaxias muy lejanas. Por otro lado, el límite de 1’4 masas solares implica que todas estas supernovas alcanzan casi la misma producción energética, y se desvanecen casi al mismo ritmo tras lograr su máxima luminosidad. Son como “faros estándar”, objetos de los que se sabe que producen la misma energía dondequiera que aparezcan.

En forma semejante a las cefeidas, si observamos dos supernovas IA en dos galaxias diferentes y una de ellas está al doble de distancia que la otra, su luminosidad aparente será una cuarta parte de la otra. Una vez calculado por otros medios la distancia a las supernovas IA más próximas, se pudo calcular distancias mucho mayores de otras supernovas.


 

[1] Las Nubes de Magallanes son dos galaxias enanas pertenecientes al Grupo Local de galaxias. Hasta el descubrimiento en 1994 de la galaxia Enana Elíptica de Sagitario, eran las dos galaxias conocidas más cercanas a la nuestra. La Gran Nube de Magallanes se encuentra a 163.000 años luz y la Pequeña Nube de Magallanes a 200.000 años luz.

Nacimiento y muerte de las estrellas

Nacimiento y muerte de las estrellas

Las estrellas han cautivado el interés y la imaginación humana desde el mismo momento en que evolucionamos por encima del nivel animal. Todos los pueblos de la Tierra han intentado explicar que son las estrellas y por qué están ahí. Ni la Tierra ni los cielos, con todo lo que contienen, podían haber sido creados por los hombres, por tanto era evidente su origen divino. Cada pueblo explicaba la existencia del Universo recurriendo a un acto creativo de su dios o dioses particulares. Los detalles y la forma de explicar cómo se desarrolló está creación variaban mucho de una población a otra. Algunas civilizaciones llegaron a construir elaboradas mitologías en las que entremezclaban dioses con estrellas y constelaciones. Sin embargo hay algo en lo que coincidían casi todas: el cielo era la morada de los dioses. Tenía su lógica ya que, de toda la creación, el cielo es la parte más inaccesible, inmutable y perfecta. En la Tierra se producen cambios: las personas nacen y mueren, los ríos se secan o inundan y cambian de curso; los bosques pueden arder, el mismo mar cambia de nivel y la configuración de las costas y hasta en ocasiones una montaña puede estallar. Sin embargo, a lo largo de las generaciones, las estrellas siempre estaban ahí: fijas, inalterables, eternas. El cielo era el lugar de la armonía, la incorruptibilidad y la perfección, donde sólo podían residir los dioses.

Esta idea de la inmutabilidad de las estrellas perduró siglos e impregnó todas las religiones. Desde los tiempos de Copérnico fueron evidenciándose ciertos indicios de que esto no era así, y de que en el firmamento ocurrían algunas cosas extrañas. Sin embargo, no fue hasta el siglo XX en que los indicios se convirtieron en pruebas y la Ciencia pudo explicarlas. Con todo, algo hoy tan admitido como la expansión de Universo, era rebatido con incredulidad por el propio Einstein.

Ahora sabemos que las estrellas no son inmutables, que se forman y evolucionan, se mueven y transforman y que acaban extinguiéndose. Vamos a explicar este proceso de nacimiento y formación de las estrellas y veremos de qué manera pueden cambiar a lo largo del tiempo hasta llegar hasta su extinción y muerte.

El origen de todas las estrellas lo encontramos en las inmensas nubes de gas del espacio interestelar. Están repartidas por toda la galaxia, pero son menos abundantes en el centro, formado básicamente por estrellas viejas. Por el contrario abundan más y son más densas en los brazos exteriores, donde se están formando nuevas estrellas. Estas enormes nubes, existentes desde el inicio del Universo, pueden ocupar volúmenes de varios años luz y están constituidas casi totalmente por hidrógeno.

-Nebulosa del Cono-

La atracción gravitatoria entre los innumerables átomos de hidrógeno de una nube fluctúa en forma aleatoria, hasta que ocasionalmente se produce una acumulación de gas en un lugar. Esta acumulación de materia intensifica la gravedad de la zona, y en consecuencia atrae más gas intensificándose de nuevo la gravedad, entrando en lo que se denomina una retroalimentación positiva. A lo largo del tiempo puede llegar a acumularse una gran masa de gas que va contrayéndose cada vez más sobre sí misma, debido a la mutua atracción gravitatoria de los átomos de hidrógeno que la forman. Lo grande que sea esta masa, la cantidad de materia que contenga, será lo que determinará el futuro de su evolución, como luego veremos.

La idea de que la contracción gravitatoria de una nube de gas podría ser el origen de las estrellas, surgió ya desde el momento en que Newton formuló la Ley de la Gravitación Universal. Esta hipótesis fue formulada para explicar la formación del Sol y el Sistema Solar, por ejemplo, ya en 1796 por el astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace.

El verdadero problema estaba en explicar cómo se producía la colosal cantidad de energía que venía vertiendo el Sol desde hacía millones de años. La reacción más energética que se conocía entonces era la del carbón. Se calculó que si el Sol hubiese estado constituido por un conglomerado sólido de carbón incandescente en una atmósfera de oxígeno, se habría reducido a ceniza en sólo unos 2.500 años. El físico alemán Hermann von Helmholtz señaló en 1854 que, si el Sol estaba contrayéndose, su masa experimentaría un incremento de energía al acercarse hacía el centro de gravedad. Esta energía se transformaría en radiación. Helmholtz calculó que una contracción del Sol de sólo una diezmilésima parte de su radio, produciría la energía emitida durante 2.000 años. Sobre esta base se llegó a la conclusión de que la Tierra no tendría más de 50 millones de años, pues a la velocidad con que el Sol había emitido su energía, debería haberse contraído partiendo de un tamaño gigantesco, tan grande como la órbita que describe la Tierra alrededor de él. La explicación correcta del misterio llegó a finales del siglo XIX con el descubrimiento de la radiactividad y las reacciones nucleares. Si el Sol está constituido sobre todo por hidrógeno, y se combinan 4 átomos de hidrógeno para formar uno de helio, desaparecerá una pequeña fracción de la masa que, sin embargo, se transformará en una ingente cantidad de energía según la célebre fórmula de Einstein

E = m · c2

 

Esto significa que el Sol pierde en forma de energía más de 4 millones de toneladas cada segundo. Sin embargo la masa total del Sol es tan formidable, que le ha permitido brillar desde hace unos 6.000 millones de años, y continuar haciéndolo aún un periodo de tiempo semejante.

Cuando una masa de gas se va contrayendo sobre sí misma, en el centro aumenta progresivamente la presión, y por tanto la temperatura. Eventualmente, si la cantidad de materia es suficiente, la temperatura acaba alcanzando el orden de 10 millones de grados centígrados. Esto es como la chispa que enciende el horno de las reacciones termonucleares. A partir de este momento la estrella nace como tal, empezando a emitir luz, calor y radiación de origen nuclear. Si la masa de la nube de gas es muy pequeña, se formaría una estrella que emitiría calor procedente de la energía de contracción gravitatoria, pero que no brillaría puesto que no llegarían a producirse reacciones nucleares. Tendríamos entonces una enana marrón. Masas de gas aún más pequeñas sólo podrían llegar a formar planetas. En este sentido, Júpiter casi podríamos considerarlo una enana marrón, pues no brilla por no producir reacciones nucleares, y sin embargo emite al espacio más calor del que recibe del Sol. La falta de brillo de las enanas marrones, y también los planetas, las hace difícilmente detectables, sin embargo podrían ser sumamente abundantes en el Universo, constituyendo una parte importante de lo que se denomina materia oscura, de importancia fundamental para predecir el futuro del Universo.

La energía producida en las reacciones termonucleares se irradia hacía el exterior ejerciendo una presión hacia fuera que contrarresta la que la gravedad ejerce hacía el centro. Si ocasionalmente aumenta esta fuerza de radiación, la estrella se dilataría un poco, haciendo bajar la temperatura como hacen todos los cuerpos al expandirse. Disminuiría entonces la velocidad de las reacciones nucleares y por tanto la fuerza expansiva, y la estrella se comprimirá de nuevo un poco. Se llega así a un estado de equilibrio entre las fuerzas de expansión y contracción, que puede perdurar a lo largo de millones de años, durante los cuales la estrella permanece estable. Nuestro Sol se encuentra en este momento en esta situación. Para mantener estas elevadas temperaturas y presiones de radiación, las estrellas de mayor masa deben consumir energía más rápidamente y, por tanto, han de ser más brillantes que las de masa menor. Ésta es la ley “masa-brillo”. Se sigue de ello que las estrellas de gran masa consumen rápidamente sus reservas de combustible de hidrógeno y tienen una vida más corta. Esto significa que las estrellas muy brillantes deben ser muy jóvenes. Aquí hay que hacer hincapié en que estamos hablando del brillo o magnitud absoluta de la estrella, no del aparente visto desde la Tierra, pues éste dependerá mucho de la distancia que nos separe.

 

-Diagrama HR-

Se ha confeccionado el denominado diagrama H-R que relaciona la magnitud absoluta con la temperatura superficial de miles de estrellas. La inmensa mayoría de las estrellas conocidas se inscriben en dicho gráfico en una relación casi lineal entre brillo y temperatura, dentro de lo que se conoce como secuencia principal. Desde sus fases iniciales las estrellas cambian muy poco de tamaño o temperatura y permanecen la mayor parte de su vida dentro de la secuencia principal, hasta el momento en que les empieza a escasear el combustible de hidrógeno.

Pero no todas las estrellas pertenecen a la secuencia principal. A medida que el hidrógeno se va convirtiendo en helio, éste se acumula en el centro de la estrella. Y al alcanzar cierta entidad este núcleo de helio se contrae y, como resultado de ello, aumenta su temperatura hasta que los átomos de helio se funden para formar carbono, con liberación adicional de energía. La estrella empieza a variar de tamaño y temperatura en forma espectacular. Se hace más fría y se expande enormemente. Se habrá convertido en una gigante roja. Cuanto mayor fuese la masa de la estrella, tanto más rápidamente llegará a este punto. Algunas gigantes rojas alcanzan tamaños enormes y se denominan supergigantes rojas. Tal es el caso de Betelgeuse, en la constelación de Orión. Su tamaño comparativo con respecto a nuestro Sol es del mismo orden que el de éste con respecto a la Tierra. Dado su monstruoso tamaño consume muy rápidamente su provisión de hidrógeno, por lo que su vida será corta, de no mucho más de 10 millones de años. Las gigantes rojas en expansión tienen magnitudes absolutas considerables pues liberan mucho calor. No obstante al aumentar también la superficie disminuye la cantidad irradiada por unidad de superficie, por lo que su temperatura superficial es baja. Por eso son de color rojo.

El nuevo núcleo de carbono se calienta aún más, y comienzan a formarse átomos más complicados, como los de oxígeno y neón. Mientras esto sucede, la estrella se contrae y se vuelve otra vez más caliente, con lo que regresa a la secuencia principal. Ahora la estrella ha comenzado a adquirir una serie de capas, al igual que una cebolla. Posee el núcleo de oxígeno-neón, luego una capa de carbono, luego otra de helio y el conjunto se halla envuelto por una de hidrógeno aún no convertido. Sin embargo, en comparación con su larga vida como consumidora de hidrógeno, la estrella se halla en un rápido descenso. Su vida no puede continuar durante demasiado tiempo, puesto que le energía producida por la fusión de helio y más allá, es de más o menos un veinteavo de la producida por la fusión del hidrógeno. En un tiempo comparativamente breve, la energía requerida para mantener la estrella expansionada contra la inexorable atracción de su propio campo gravitatorio comienza a escasear, y la estrella se contrae cada vez con mayor rapidez hasta más allá de lo que hubiera debido ser el tamaño de una estrella normal. Se convierte en una enana blanca.

Las enanas blancas son estrellas de pequeño tamaño, pero en el que encierran una gran masa. Por ejemplo, en 1862 se descubrió que Sirio, la estrella más brillante del firmamento, tenía un acompañante al que se llamó Sirio B, invisible a simple vista y por los telescopios hasta entonces. Se comprobó que Sirio B era una estrella muy pequeña, de unos 26.000 km de diámetro, o sea, dos veces el de la Tierra, pero ¡con la masa de nuestro Sol! Una masa tan grande comprimida en un volumen tan pequeño equivale a una densidad de 130.000 veces la del platino. De hecho equivale a un estado nuevo de la materia. Al ser tan pequeña emite mucha luz por unidad de superficie y por eso es muy caliente y brillante, y de ahí su color blanco. Que una estrella tan brillante y cercana haya permanecido desconocida tanto tiempo, sólo se explica debido a su pequeñez. Se calcula que las enanas blancas pueden ser también muy abundantes y que pueden constituir hasta el 3% de las estrellas. No obstante, como decimos, su pequeño tamaño hace que sean difíciles de detectar. También existen las enanas rojas, mucho más pequeñas que el Sol, pero no tanto como las enanas blancas. Son estrellas frías y de una densidad corriente. Quizá sean las estrellas más abundantes de todas, pero su pequeño tamaño y escaso brillo las hace así mismo casi indetectables. De las 36 estrellas conocidas dentro de los 14 años luz de distancia del Sol, 21 son enanas rojas y 3 enanas blancas. No hay gigantes entre ellas, y sólo dos, Sirio y Proción, son manifiestamente más brillantes que el Sol.

-Nebulosa planetaria-

Durante la contracción que lleva a la enana blanca, las capas más externas de la estrella se quedan atrás, o incluso estallan a causa del calor desarrollado por la contracción. Entonces la enana blanca se halla rodeada por una expansionada nube de gas, que se denomina nebulosa planetaria, hasta que la nube se expande y adelgaza hasta la invisibilidad. De esta manera, las enanas blancas se forman de una forma tranquila, y tienen en perspectiva una vida muy prolongada de miles de millones de años, durante la que se lentamente se enfrían hasta que, llegado el momento, ya no están lo suficientemente calientes para brillar y continúan durante muchos miles de millones de años más como enanas negras. Este es futuro que le espera a nuestro Sol y a las de una masa semejante.

Por otra parte, si una enana blanca forma parte de un sistema binario, como es el caso de Sirio B y Proción B, y si la otra estrella permanece en la secuencia principal y relativamente cerca de la enana blanca, pueden empezar a pasar cosas interesantes. Mientras la estrella de secuencia principal se expande en su propio desarrollo, parte de su materia puede derivar hacia el intenso campo gravitatorio de la enana blanca. Ocasionalmente, parte del material orbitará en espiral hacia la superficie de la enana blanca, donde el impulso gravitatorio lo comprimirá y hará que se encamine a la fusión, con lo que emitirá una explosión de energía. Si una gota particularmente grande de materia cae sobre la superficie de la enana blanca, la emisión de energía será lo suficientemente intensa como para ser vista desde la Tierra, y los astrónomos registrarán la existencia de una nova. Como es natural, esta clase de cosas pueden suceder más de una vez, por lo que existen también las novas recurrentes. La palabra nova –del latín, nueva- procede de la obra De Nova Stella escrita 1572 por el astrónomo danés Tycho Brahe. Ese año apareció una nueva estrella en la constelación de Casiopea, tan brillante que era visible incluso de día. Brahe era el astrónomo que entonces tenía los medios más avanzados de observación, y se dedicó a averiguar si la nueva estrella era tal o si se trataba de un fenómeno atmosférico. Pudo comprobar que no era ningún fenómeno atmosférico puesto que estaba más alejado que la Luna o el Sol. La nova de 1572 fue uno de esos indicios que decíamos al principio y que evidenciaban que el cielo no era tan inalterable como se presuponía.

Si la estrella original tiene una masa de 10 o más veces la solar, su evolución la llevará a supergigante roja, y partir de aquí seguirá un camino diferente al que hemos visto. La presión gravitatoria en el núcleo será mucho más intensa que en las estrellas de menor masa y las reacciones de fusión continuarán más allá del estadio oxígeno-neón. El neón se combinará hasta formar magnesio, que lo hace, a su vez, para formar silicio y luego hierro. La estrella acaba formando una docena de capas concéntricas, en cada una de las cuales se consume un combustible diferente. La temperatura central alcanza de 3 a 4 mil millones de grados. Una vez que la estrella empieza a crear hierro, se llega a un callejón sin salida, puesto que los átomos de hierro representan el punto de máxima estabilidad y mínimo contenido energético. Alterar los átomos de hierro en la dirección de otros átomos, ya sean más o menos complejos, requerirá un aporte de energía. Las temperaturas centrales pueden subir tanto que los átomos de hierro se dividen en helio. Pero para que esto suceda, tal y como hemos explicado, debe verterse energía en los átomos. El único lugar donde la estrella puede conseguir esa energía es en su campo gravitatorio. Cuando la estrella se encoge, la energía que gana se emplea en convertir hierro en helio. En una fracción de segundo la estrella se encogerá drásticamente hasta una pequeña parte de su primitivo volumen.

-Supernova en una galaxia-

Cuando una estrella se colapsa así, su núcleo de hierro está aún rodeado por un voluminoso manto de átomos de otros elementos. A medida que las regiones exteriores se colapsan, y su temperatura aumenta, esas sustancias aún combinables se incendian al instante. El resultado es un estallido que destroza las capas exteriores del cuerpo de la estrella. Tendremos entonces una supernova. La energía que produce la explosión es tan colosal que una supernova, es decir una sola estrella, puede brillar tanto como toda una galaxia.

En el momento del Big Bang, sólo se formaron átomos de hidrógeno y helio. En el núcleo de las estrellas se han ido constituyendo átomos más complejos hasta llegar al hierro. La inmensa energía de la deflagración produce átomos más complejos que los del hierro. Al explotar la supernova, esparce todos estos átomos a gran velocidad hacía el espacio interestelar. Esta materia se añadirá a las nubes de polvo y gas ya existentes y servirá como materia prima para la formación de nuevas estrellas y planetas de segunda generación, ricos en hierro y otros elementos metálicos. Es decir, los átomos que forman nuestro cuerpo: carbono, oxígeno, fósforo, nitrógeno, hierro, etc. se formaron hace miles de millones de años en el interior de alguna estrella anterior y en la explosión de supernova que los esparció. En otras palabras, estamos construidos con polvo de estrellas de una forma literal, no sólo poética.

Hemos visto que ocurre con las capas externas de una supernova. ¿Pero, que le sucede al núcleo contraído? Si este núcleo es relativamente pequeño, probablemente dejará como residuo una enana blanca. Pero, si es mayor de 1’5 masas solares, al disminuir la presión de radiación hacía afuera después de la explosión, la atracción gravitatoria es tan grande que sobrepasa el nivel de enana blanca, pues los átomos no pueden resistir semejante presión y colapsan sobre sí mismos, uniéndose los electrones con los protones del núcleo atómico y formando neutrones.

-Estrella de neutrones-

Tendremos entonces una estrella de neutrones, objeto inimaginablemente denso y caliente. Una estrella de neutrones típica tiene la masa de una estrella regular comprimida en un espacio de una decena de kilómetros o poco más. Un pedazo de estrella de neutrones del tamaño de una cabeza de alfiler pesaría en la Tierra millones de toneladas, y si pudiéramos depositarlo sobre el suelo, éste no podría resistir el peso y el pedazo ira hundiéndose hacia el centro de la Tierra.

Pero tampoco una estrella neutrónica constituye el límite. Si la estrella tuviese una masa suficientemente grande el colapso gravitatorio es tan intenso que nada puede detenerlo. El núcleo de la estrella se comprimirá cada vez más sobre sí mismo, sobrepasará el nivel de estrella de neutrones haciéndose cada vez más pequeño y más denso hasta que la materia acabe por «devorarse» a sí misma y desaparecer. Nos encontramos frente al más extraño de los objetos del Universo: un agujero negro.

Un agujero negro crea a su alrededor una especie de frontera, llamada horizonte de sucesos. Todo lo que sobrepase esa frontera ya no podrá salir nunca, pues la atracción gravitatoria es tan intensa que, ni siquiera la luz que es lo que más velocidad puede alcanzar en el Universo, podrá escapar a ella. Por eso se le dice agujero negro, porque ni siquiera la luz sale de él. Se le llama agujero porque es literalmente un pozo sin fondo, capaz de tragarse estrellas enteras, e ir acumulando cada vez más masa en un espacio de volumen 0, lo que equivale a una densidad infinita. Esto es algo incomprensible, fuera de la lógica común. En el interior de un agujero negro se encuentra lo que los astrónomos denominan una singularidad, lo que de hecho quiere decir que allí dejan de cumplirse las leyes de la Física conocida por lo que no podemos explicar que es lo que sucede en realidad. En cierta forma, lo que cae dentro de la singularidad deja de pertenecer a nuestro Universo, se pierde toda posibilidad de contacto, y no sabemos que le ocurre. Quizá reaparezca en otro lugar del Universo, o tal vez en un Universo distinto, paralelo al nuestro. Es posible, ¿quién sabe? Pero esto ya no es terreno de la Ciencia, sino más bien de la ciencia-ficción.