Cuando las estrellas terminan su danza – Ismael Díaz

Para Milaya

Cuando miramos el firmamento, parece que este es constante, que las estrellas, los planetas y las galaxias se mantienen quietas, fuera del cambio.

La realidad es diferente a lo que el ojo humano puede observar; el firmamento es la pista de baile y los astros desempeñan en ella un baile al unísono, casi imperceptible, sereno, pero que de repente estalla en un conjunto de piruetas y saltos celestes, que llenan de color y emoción el aparente inmutable cielo.

Las estrellas han maravillado durante siglos a los pueblos del mundo, fueron y siguen siendo uno de los más grandes misterios del cosmos, enamorando a las generaciones con su complejidad y el arte que de ellas emana.

Puede parecer irónico que uno de los momentos más hermosos que nos otorga el universo es cuando su creación es “destruida”, cuando las estrellas terminan su danza despidiéndose de su existencia, esto, de la manera más elegante que el hombre puede imaginar.

En esta serie de tres artículos explicaremos las tres maneras en las que una estrella puede morir, ofreciéndole al lector una explicación digerible pero sumamente interesante, que lo embarque en un emocionante viaje por el universo, con el fin de generar una admiración hacia la creación tan perfecta del cosmos.

Hace mucho tiempo, en la época griega, cuando se comenzaba a observar el cielo con cierto detenimiento, se comenzaron a clasificar los cuerpos celestes, de una forma muy rudimentaria: planetas y estrellas. Sorprendentemente, para los griegos nuestro sol no era una estrella sino un planeta más que vagaba en la bóveda celeste; no se tenía idea alguna del origen del brillo de nuestro Sol ni mucho menos de lo que en realidad es nuestro Sol. El filósofo Anaxágoras creyó haber encontrado las respuestas a estas preguntas cuando ocurrió la caída de un meteorito en Aegospotami; creyendo que el meteorito provenía del sol, propuso que este era una bola de hierro incandescente.

Actualmente sabemos que solo existe una fuente de energía que les permite iluminar el cielo con tal resplandor: la fusión nuclear termonuclear. La fusión nuclear, en términos simples consiste en la unión de dos o más átomos, lo cual provoca la creación elementos más complejos, siendo el hidrógeno el elemento principal en las estrellas y con el que se realizan las fusiones termonucleares, al menos esto de manera inicial.

Para que ocurran las fusiones de tipo termonuclear es necesario que los átomos choquen a velocidades y temperaturas altísimas, esto con el fin de vencer su repulsión eléctrica mutua y lograr que los átomos se “solden”, formando elementos más complejos, proceso en el cual se pierde una cierta cantidad de masa la cual se transforma en energía pura, siendo esta el combustible de las estrellas.

Este proceso continúa hasta que la estrella agota sus reservas de hidrógeno, ya que este ya ha sido convertido en elementos más pesados; es importante aclarar que el hidrógeno es el elemento que genera mayor energía al fusionarse, es por esto que en la fusión de los elementos más pesados no se produce la misma energía que en la fusión de los más ligeros; es en este momento cuando comienza la decadencia de una estrella.

Las estrellas en la plenitud de su danza deben mantener una cierta estabilidad, esto lo logran gracias al equilibrio entre dos fuerzas de sumo poder: la fuerza gravitatoria, que la contrae; y la fuerza de presión de la masa incandescente producida por la fusión nuclear, que la expande, por ello es que este equilibrio se va perdiendo en el momento en el que la estrella no tiene suficiente materia para realizar fusiones.

Todas las estrellas o al menos las que conocemos hasta ahora, siguen un principio

básico: las estrellas pequeñas mueren de forma más modesta que las grandes. Fig. 1.

Nuestro Sol y aquellas estrellas alrededor de seis masas solares mueren de la forma modesta: una Enana Blanca.

Estas estrellas comienzan su despedida del baile disminuyendo su velocidad de giro y con ello en su interior se irán quedando con menos hidrógeno y tendrán más helio, lo que aumentará su tamaño al doble y con ello un alza de su calor y brillo. Una vez consumido todo el hidrógeno del núcleo estelar, la fuerza gravitatoria irá venciendo a la fuerza de presión de la estrella, por lo que la estrella se calentará aún más, provocando fusiones de hidrógeno en las capas exteriores al centro de la estrella. Estas nuevas fusiones traerán consigo una triplicación en el tamaño y la luminosidad de la estrella con respecto a su estado original; a esta etapa de su desenlace se le llama Subgigante Roja.

Su tamaño y luminosidad seguirán aumentando hasta alcanzar la fase final llamada Gigante Roja, siendo 100 veces mayor a su tamaño actual y 500 veces más brillosa a su luminosidad actual. En poco tiempo esta fase terminará con una violenta contracción de su masa y un gran incremento de su temperatura central, ya con estas altas temperaturas es posible comenzar a usar el helio (producido por la fusión del hidrogeno) como combustible, esto traerá consigo una explosión en el núcleo del Sol llamado “El estallido del helio”, esta violenta explosión arrojará al espacio gran parte de su masa, dejando su núcleo al desnudo y formando una llamada Nebulosa Planetaria.

La masa restante de este violento proceso estará a muy alta compresión, siendo una esfera del tamaño de la Tierra, con una temperatura superficial tan alta, que su luz será blanca, con esto llega a su etapa final: una Enana Blanca.

Hasta hace apenas un siglo no se tenía conocimiento alguno de la existencia de las enanas blancas, a principios de la década de los años 20, los científicos descubrieron tres estrellas con muy bajo brillo y un característico color blanco; los astrofísicos comenzaron a fijarse especialmente en una de estas estrellas que giraba alrededor de Siro, lo interesante de esta pequeña estrella era que conforme a los estudios de sus períodos de revolución, calcularon que esta estrella no llegaba ni a una masa solar.

Como se había mencionado, cuando una estrella agota su combustible nuclear se pierde ese equilibrio de fuerzas, por lo que la estrella comienza a contraerse; de acuerdo con el Principio de Exclusión de Pauli, dos electrones no pueden ocupar el mismo lugar y en dado caso de hacerlo sus velocidades deberían ser distintas, lo que nos da como conclusión que la materia no puede contraerse arbitrariamente, porque los electrones de los átomos lo impiden.

Lo peculiar de las enanas blancas es que la materia en ellas está tan comprimida que los núcleos atómicos se pegan, formando una red cristalina donde los electrones se mueven libremente formando un “gas de electrones”, en este “gas” los electrones se irán amontonando unos con otros ya que por el Principio de Exclusión de Pauli deben mantener siempre el mismo volumen, por esto mismo van adquiriendo velocidades diferentes, que van aumentando mientras más se contrae la estrella, estos electrones que obtienen su velocidad gracias al Principio de Exclusión de Pauli se les conoce como electrones degenerados, estos electrones le otorgan a la estrella una nueva configuración de equilibrio, la cual desconcertó a los físicos durante varios años.

En 1926, el astrofísico Ralph Fowler, a través del análisis de sus cálculos descubrió que la presión generada por los electrones degenerados era suficiente para contrarrestar la fuerza gravitatoria; esto trajo la errónea conclusión de que todas las estrellas terminan su danza en la forma de una enana blanca, que se volvería una enana roja y finalmente una enana negra. No tardo mucho tiempo para que en 1930 el joven estudiante indio Subrahmanyan Chandrasekhar se diera cuenta que los electrones degenerados de las enanas blancas alcanzan velocidades mayores a la de la luz, por ello era necesario tomar en cuenta los efectos de la Relatividad, la cual no había sido tomada en cuenta en los cálculos de sus predecesores; una vez tomada en cuenta la Relatividad Chandrasekhar pudo deducir el llamado límite de Chandrasekhar el cual indica el tamaño máximo en el que una estrella puede detener su colapso gravitacional; esto trajo la conclusión de que las estrellas mayores a este límite seguirían contrayéndose. Para los astrofísicos esto era algo irracional, por lo que las propuestas de Chandrasekhar en materia de la evolución de las estrellas no fueron aceptadas, hasta que en 1983 se le concedió el Nobel por tan asombroso descubrimiento.

Con el paso de los años fue posible tener un mayor estudio y comprensión de las enanas blancas, los resultados arrojaron que ninguna estrella que se había convertido en enana blanca excedía el límite de Chandrasekhar; con los nuevos estudios del cosmos se pudo averiguar que aquellas estrellas que rondan las 6 masas solares igualmente se convierten en enanas blancas, esto al contrario de ser una contradicción al límite de Chandrasekhar, demuestra cuán veraces eran los cálculos de Chandrasekhar, ya que estas estrellas arrojan gran parte de su masa estelar, teniendo finalmente la masa estipulada por el límite de Chandrasekhar.

Las investigaciones de Chandrasekhar vinieron a dar inicio a uno de los temas más interesantes de la cosmología moderna, a pesar de que Chandrasekhar pudo encontrar la respuesta a una de las preguntas de su tiempo, su descubrimiento trajo consigo una incógnita aún más profunda: ¿Qué pasa con las estrellas que exceden el límite de Chandrasekhar? La respuesta a esta pregunta la veremos en los próximos artículos.

********************

Ismael Alejandro Díaz Tiburcio, Ciudad de México (2004). Es estudiante del Instituto Politécnico Nacional (IPN), donde cursa la carrera técnica de programación. Ha publicado dos artículos en la sección “Di-Ciencia” de la revista “Colloquio Magazine” titulados: “Cuando las estrellas terminan su danza (Las enanas blancas)” y “Cuando las estrellas terminan su danza (Las estrellas de neutrones)”.

Actualmente es miembro activo de la revista “Colloquio Magazine” y del grupo de divulgación científica “QED”.