16- Luminosidad y energía radiante

                                               

              16-LUMINOSIDAD Y ENERGÍA RADIANTE

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"..., centro de los hogares, rosal incorruptible, destructor de las vidas, celeste padre del pan y del horno, progenitor ilustre de ruedas y herraduras, polen de los metales, fundador del acero,  óyeme,  fuego”

Pablo Neruda (Oda al Fuego)

                                             

                   La disparidad que se puede observar en el brillo intrínseco o luminosidad de las estrellas, en grados absolutos, es extremadamente amplia. Brillos y volúmenes estrechamente relacionados varían de unas a otras en una relación de uno a mil millones. Hay estrellas azules y estrellas rojas. Hay estrellas blancas, verdes y anaranjadas. Otras son amarillas como un campo de trigo apto para su cosecha. Y, en fin, otras son marrones como el chocolate. Si hablamos de agrupaciones estelares, la diversidad es todavía más increíble. Además de una clasificación genérica de estrellas brillantes y pálidas o débiles, tenemos un panorama compuesto de estrellas dobles, triples y hasta cuádruples; estrellas agrupadas en formas deshilachadas que brillan a través del polvo y el gas; y enormes acumulaciones globulares o galácticas en las que los brillos sumados de sus componentes individuales aparentan ser una mancha uniforme de luz.

                   A finales del siglo XIX los astrónomos descubrieron que el color, o tipo espectral de una estrella eran indicadores de la temperatura a la que se encuentra la capa más exterior de sus gases ardientes, es decir, de su superficie. Algo más tarde se observó que combinando el brillo o la masa con los espectros estelares pueden obtenerse resultados muy elocuentes al respecto. Para ello se recurre normalmente a la representación gráfica en dos dimensiones, tal como iniciaron sus experiencias por separado Hertzsprung y Russell en 1910. Para ello idearon dibujar en un gráfico, las magnitudes de las estrellas en función de sus colores o temperaturas. También se obtienen relaciones muy sugerentes, sustituyendo los espectros por las masas, en el célebre diagrama de Russell. Así obtendremos la relación masa-luminosidad. 

                   El diagrama R-H es, pues, un gráfico bidimensional en el que se combinan el color y la luminosidad. Las luminosidades se representan según el eje vertical, y las temperaturas superficiales según el eje horizontal. Así una estrella individual se representa como un punto en ese diagrama: la posición vertical del punto indica su luminosidad y la posición o referencia con respecto al eje horizontal, indica la temperatura superficial de la estrella. Factores importantes a considerar en los cálculos sobre luminosidad total de un astro son, además de la temperatura, la extensión de la superficie radiante y la profundidad o espesor de esa misma superficie. Hay que tener en cuenta, que aunque la representación en el diagrama sea puntual, se cuenta para la elaboración de los datos con toda una gruesa capa de materia, cuyo espesor puede ser de miles de kilómetros y de la que llegan hasta nosotros radiaciones o luz.

                   Las ventajas de la aplicación de la ley "masa-luminosidad" son muy importantes. De ella se derivan teorías que permiten encajar de manera aceptable los estados físicos y sus equilibrios energéticos en el interior de las estrellas. Su utilidad es incuestionable, tanto si analizamos estrellas de Población I relativamente jóvenes (el caso de nuestro Sol) como si estudiamos las de Población II que son las más viejas del universo, y se formaron a partir del gas primitivo procedente de la Gran Explosión. Aquellas, no hubiesen podido surgir nunca, si no hubieran existido y evolucionado antes las estrellas de Población II, dado que fue en el interior de los hornos nucleares de las estrellas más viejas de esta última Población, donde cerca del fin de su ciclo vital, se formaron los elementos pesados que enriquecieron las reacciones termonucleares de hidrógeno y helio en las estrellas de Población I. Por lo demás, su evolución es similar en cuanto a las posiciones ocupadas en la secuencia principal del diagrama H-R y, difieren bastante en las estrellas de Población II que al salir de la secuencia principal, su nueva ubicación depende fundamentalmente de la cantidad de helio que estaba presente en sus inicios evolutivos.

                   Si se eligen al azar en el cielo unos cuantos miles de estrellas y se representan en el diagrama, se observa que se distribuyen según un modelo específico y no arbitrariamente, como podría esperarse al primer golpe de vista. Aproximadamente el noventa por ciento de las estrellas se sitúan a lo largo de una banda en forma de ESE poco pronunciada, bastante ancha, desde la parte superior izquierda del diagrama hasta la región inferior derecha. Esa banda que hemos mencionado en párrafos anteriores se llama "secuencia principal". En ella se encuentran ordenadas estrellas como el Sol, una llamada "enana amarilla" con una temperatura superficial de 5.550 grados Kelvin que está en medio mismo de la secuencia principal. En un extremo están las estrellas azules gigantes, diez veces más calientes y miles de veces más brillantes que el Sol. En el otro extremo y abajo se sitúan las estrellas poco brillantes de color rojo oscuro. Encima, extendiéndose hacia arriba y a la parte derecha de la secuencia principal esta una banda casi horizontal consistente en estrellas luminosas amarillas y rojas, unas auténticas gigantes cien veces más luminosas que el Sol. Y el diagrama se completa con dos agrupaciones, una más arriba, la de las extremadamente luminosas y gigantes amarillas y rojas que forman otra rama horizontal ligeramente ascendente y las enanas blancas que se representan en la parte inferior izquierda a lo largo de una franja ovalada casi paralela a la secuencia principal.

                   La estructura de una estrella en cualquier momento de su vida que se considere, está determinada por la masa y su composición química, esencialmente hidrógeno y helio. Ahora bien, la composición química de una estrella varía a medida que envejece. Por lo tanto, la posición de una estrella en el diagrama H-R está, a su vez, condicionada por esas tres variables: su masa, su composición química y su edad. Pero para representaciones individuales de estrellas elegidas al azar, el diagrama H-R no permite realizar predicciones sobre la evolución que habrían de seguir los puntos, cuya cambiante ubicación, es significativa de la propia evolución de las estrellas representadas. Es mucho más interesante estudiar las propiedades físicas de estrellas que pertenecen a los mismos cúmulos estelares y que, por tanto, coexisten juntas y se mueven juntas a través del espacio. Una familia genérica de estrellas, implica que además de nacer juntas a partir de una mezcla química común, todas se formaron al mismo tiempo y sus diversas posiciones en el diagrama H-R sólo puede estar causadas por las diferencias habidas en las magnitudes de sus masas iniciales.

                   La similitud en el proceso de contracción previa a su ingreso en la secuencia principal de las fases de evolución estelar, limita la discusión a la descripción de cómo el sol, o cualquier otra estrella parecida, se contrajo a partir de una nube inicialmente fría de gas y polvo hasta adoptar su actual configuración caliente y luminosa. La contracción se inicia lentamente y va acelerándose hasta provocarse el colapso de la nube inicial sobre si misma. A medida que la contracción se va acentuando, aumenta la presión gravitatoria y se liberan grandes cantidades de energía, que en un cincuenta por cien aproximadamente se emite al espacio exterior en forma de radiación electromagnética común, o lo que es lo mismo, luz y calor. La otra mitad de la energía queda retenida en la protoestrella en forma de calor. Como las colisiones aleatorias de los átomos y las moléculas se producen cada vez con mayor intensidad, aumenta su energía interna y consiguientemente la temperatura de la protoestrella que puede llegar a experimentar un derrumbe hasta que la presión interna reequilibra la situación, produciéndose después una contracción más lenta y sostenida.

                   Así pues, la descripción de como una estrella como el Sol, se contrae a partir de una nube de polvo y gas hasta alcanzar el punto de inclusión en la secuencia principal del diagrama H-R, se puede aplicar con ligeras variaciones propias de las particularidades de cada estrella, a las que tienen más masa que el Sol o a las que tienen menos masa que él. En el caso de las estrellas de gran masa, el ingreso en la secuencia principal es mucho más rápido que el que tardó nuestro astro y se ubica mucho más arriba en dicha secuencia, como corresponde a un objeto estelar de sus características,  puesto que es más azul, más caliente y más luminosa que lo que fue el Sol en el pasado (cuando descendió de posición hasta ubicarse en la secuencia principal). Naturalmente en el caso de estrellas con menos masa que el Sol, evolucionan más lentamente, son más frías, tienen vidas más largas y permanecen más tiempo representadas en la secuencia principal.

                   El análisis de una estrella de tipo medio como la nuestra, que es relativamente mediocre, permite demostrar que incluso tratándose de una radiación moderada y procediendo más bien de una masa pequeña, cual es su caso, la cantidad de energía irradiada es enorme. No hay más que ver que emite radiaciones a razón de 3,7 multiplicado por 10²³(diez  elevado a veintitrés) kilovatios por segundo. Pero eso no es muy significativo. Se sabe de estrellas que despilfarran energía por el espacio en cantidades miles de veces superiores a la que pueda emitir el Sol.

                   En el interior más profundo de las estrellas la compacidad de la materia da lugar a presiones tan increíbles y temperaturas tan enormes que impulsan no sólo la radiación hacia afuera, sino que originan violentas colisiones de unas partículas con otras. Los electrones se ven desalojados de los átomos en su periferia, con lo que éstos se ionizan, provocándose gran cantidad de reacciones nucleares. De todas formas, siempre hay un tipo predominante de reacciones que estabilizan la vida de las estrellas por grandes períodos de tiempo. Por eso, los puntos luminosos que vemos en el cielo nocturno se deben al fuego nuclear que se produce en el interior de cada uno de ellos.

                   La importante transformación de nube interestelar a fragmentos en contracción y estrella naciente dura unos diez millones de años, que es menos de la décima parte del uno por cien de la vida total de una estrella. Se trata de un proceso evolutivo en el que no hay nunca una estabilización absoluta, pues si bien es cierto, que durante períodos extraordinariamente largos de tiempo, de miles de millones de años, las estrellas brillan sin oscilaciones aparentes, es a costa de ir consumiendo las ingentes reservas nucleares de que disponen. Estudios sobre el Sol sugieren que emite la misma luminosidad ahora que hace cinco mil millones de años, y aún lo hará durante otros cinco mil millones de años más, sin sufrir alteraciones apreciables y sin moverse significativamente de la secuencia principal.

                   Las estrellas menores que nuestro Sol tardan más en formarse, aunque también duran más. Así, una estrella cuya masa es una décima parte de la del Sol no alcanza un grado apreciable de compacidad hasta que no transcurren centenares de millones de años. Luego, su vida podría alcanzar la increíble cifra del billón de años. Si se tiene en cuenta que la vida transcurrida del universo es muchísimo más corta, todas las estrellas más pequeñas que el Sol están quemando hidrógeno y produciendo helio y emisiones energéticas y lo seguirán haciendo en el futuro, sin que aparentemente se inmuten por ello.

                   Las estrellas con tamaños superiores al Sol tienden a generarse con más rapidez a partir de las nebulosas interestelares. En ocasiones, se forman en un tiempo tan breve como un millón de años y se caracterizan por evolucionar a un ritmo muy acelerado. El consumo del combustible hidrógeno es muy rápido debido a que la compresión gravitacional es muy grande en las estrellas de gran masa. Las partículas materiales colisionan más frecuente y violentamente que en otro tipo de estrellas, lo que sirve de estímulo a las reacciones nucleares. Pero a pesar de su magnitud, y precisamente por eso, las estrellas más grandes tienen una vida media mucho menor que los calculados, diez mil millones de años de nuestro sol. Una estrella, por ejemplo, con una masa cien veces mayor que el Sol, tiene una vida posible, de alrededor de diez millones de años. Su enorme tamaño no es garantía de vida larga, sino de fugacidad y actividad frenética. Mientras que las estrellas más pequeñas se contraen y se van consumiendo con una tranquilidad bastante previsible, las más grandes acaban frecuentemente su existencia en medio de una explosión repentina y catastrófica.

                   Los fenómenos más importantes de la alquimia nuclear se encuentran en las estrellas de masa mayor que la solar. El camino de las estrellas pesadas, menos frecuentes, hacia su final es más corto e intenso. Como deben soportar el peso de las grandes capas externas, la presión y la temperatura del núcleo tienen que subir muchísimo. Una estrella veinte veces más grande que la masa solar brilla veinte mil veces más intensamente que el Sol. Al recorrer su fase de fusión del hidrógeno unas mil veces más rápidamente, alcanza la fase de gigante roja en apenas diez millones de años con su correlativa ubicación en el diagrama H-R, en lugar de los diez mil millones de años de vida que muy probablemente alcanzará el Sol, gran parte de los cuales, se los pasará anclado en la secuencia principal, dada su lenta evolución.

                   Mientras la combustión nuclear siga en equilibrio con la opresiva fuerza de la gravedad, nada extraordinario puede ocurrirle a una estrella. En su centro, el hidrógeno se transforma en helio con monótona regularidad; en su superficie aparecen manchas y fulgores y su atmósfera emite enormes cantidades de radiación. En general, las estrellas no experimentan mientras están en equilibrio cambios repentinos. Durante el noventa y nueve por ciento de la vida de una estrella, lo único que sucede es la fundición de hidrógeno en helio. Cuando el combustible empieza a escasear se avecinan los cambios que, a veces son violentos y otras no.

                   Aunque la combustión del hidrógeno continúa sin cambios en las capas intermedias, como el centro ha agotado el combustible, comienza a inestabilizarse la estrella. El centro, al enfriarse, deja de ser garantía de equilibrio y sustentación. La gravedad, por su parte, no deja de actuar jamás y tiende a aumentar la contracción. Eso podrá generar más calor y restituir el equilibrio a la estrella gastada o envejecida. El problema estriba en que no es nada fácil alcanzar la temperatura necesaria para la combustión del helio. El núcleo de la estrella sigue estando "frío" y la gravedad no se ve contrarrestada por la presión del gas hacia fuera. Cada núcleo de helio tiene una carga positiva neta dos veces mayor que la del núcleo del hidrógeno, lo cual hace que la fuerza repulsiva electromagnética sea mucho mayor. Son necesarios al menos cien millones de grados centígrados para que el helio inicie su combustión. Una vez agotado su combustible de hidrógeno, el núcleo de helio comienza a contraerse y eso provoca el incremento de la densidad del gas, a la par que más calor debido al aumento de las colisiones de las partículas del gas.

                   En las capas intermedias de la estrella también se produce un aumento de las temperaturas provocado por esa creciente actividad del núcleo. Por ese motivo se acelera la combustión de los núcleos de hidrógeno que restan por consumir. Las diversas partes de la estrella experimentan un progresivo desequilibrio, debido a la existencia de unos procesos, en cierto modo divergentes. Mientras que su núcleo se encoge cada vez más, generando calor que llega a ser suficiente para la fusión del helio, las capas intermedias y exteriores aceleran la fusión del hidrógeno en helio a un ritmo que se vuelve cada vez más vivo. Como consecuencia, el gas aumenta la presión ejercida por este incremento de la combustión del hidrógeno y fuerza a las capas intermedias y, sobre todo, a las exteriores a expandirse. Definitivamente, a partir de ahora la estrella entera entra en una fase de cambios que pueden ser extraordinariamente substanciales.