18- Breve resumen de la evolución estelar

18-BREVE RESUMEN DE LA EVOLUCIÓN ESTELAR

                           õ

                                                                                                        

           "Y como todo estado presente de una sustancia simple es naturalmente una consecuencia de su estado precedente, de este modo su presente está preñado de porvenir."

William G. Leibniz (1646-1716)

                         Al estudiar las estrellas, de forma general se ha podido observar que éstas varían con el tiempo tanto en color y brillo como en volumen. El diagrama de Hertzsprung-Russell es sumamente esclarecedor al respecto. Podemos decir que la masa es un determinante fundamental en su trayectoria evolutiva. Puesto que todas las estrellas que pertenecen a una agrupación estelar definida tienen la misma edad y comenzaron su evolución todas con la misma composición química, las diferencias de masa son las que, en definitiva, determinan su línea evolutiva posterior al forzar su conversión a composiciones químicamente heterogéneas. Por esta razón la secuencia principal del diagrama H-R se llama también la línea de "edad cero" de las estrellas. Después de pasar algún tiempo en la secuencia principal, el proceso contractivo de las estrellas, origina efectos gravitatorios que repercuten en un gradual aumento de temperatura. En general, tanto si se trata de estrellas de población II, pobres en metales, como si se trata de estrellas de población I, abundantes en elementos metálicos, se revela que la evolución es similar en el sentido de que ambas lo hacen desde sus respectivas posiciones en la secuencia principal hacia la región de las gigantes rojas y más allá. En el interior del núcleo se transforma su hidrógeno en helio, ocurriendo este proceso más rápidamente cuanta más masa tiene el cuerpo estelar. El astro entra en combustión cuando en su interior se alcanzan centenares de miles e incluso millones de grados. En consecuencia, se produce el consumo de ingentes cantidades de materia cada segundo. Se desprenden cantidades fabulosas de radiación, rayos X, luz visible, calor, rayos gamma, rayos cósmicos, neutrinos, etc. Al mismo tiempo tienen lugar intensas corrientes de convección, transmutaciones de elementos y fusiones nucleares, que a la larga, determinan la evolución del astro en sus distintas fases vitales, hasta el agotamiento de su actividad en sus aspectos más notorios.

                   Pueden reconocerse los estados de astros jóvenes, en plenitud y decadencia, por las posiciones que van ocupando cada vez más altas en el diagrama H-R en sus desplazamientos. Llega un momento en que empieza un declive cada vez más pronunciado hasta los lugares de los astros agotados o gastados, para al final ir a la región de las estrellas frías o superdensas. Las presiones y las temperaturas son tan intensas, que la materia no puede existir, tal y como la conocemos habitualmente. Es muy probable que en las estrellas se encuentren átomos de gran número de elementos, pero seguramente su estructura se ha resentido y por lo menos, en gran parte, estén ionizados.        

                   Un poderoso instrumento de estudio de esas transformaciones nos lo proporciona la física nuclear. Eddington, Gamov, Milne y Joliot-Curie sentaron las bases de ese proceso posteriormente muy estudiado. Los mencionados investigadores se percataron de que en el interior de las estrellas los átomos debían encontrarse sometidos a tensiones insoportables. Centenares e incluso miles de millones de atmósferas de presión hacen que, consiguientemente, las envolturas atómicas cedan y quiebren su resistencia. Los núcleos liberados, chocan unos con otros al estar desprovistos de sus cortezas electrónicas. La materia se presenta en estado de gasificación nuclear. Experimenta desintegraciones y se aniquila ardiendo en su más profundo interior. No es una combustión como la que conocemos, sino en la que se ponen en juego transformaciones nucleares en las que se "crea" materia a partir de otra preexistente que se quema.

                   Pero no es suficiente saber cómo son y cómo funcionan, a grandes rasgos, las estrellas. Es muy necesario y útil también, hacerse una idea de cuál es la materia prima que se cuece en los gigantescos hornos nucleares. Es importante subrayar que la génesis de las estrellas es al mismo tiempo la de los elementos que las componen, por lo que una clara descripción del proceso satisfaría doblemente nuestra curiosidad. No hay que escrutar en exceso el espacio cósmico hasta dar con el causante de la formación de todas las luminarias que lo pueblan. Se trata genéricamente del "gas interestelar".

                   El gas interestelar se caracteriza principalmente por poseer una estructura que de puro inconsistente, se ha dado en llamar inhomogénea (no exactamente, heterogénea), es decir, compuesta por distribuciones regionales, en las que la densidad es muy variable. No hay, pues, densidad uniforme. Las nubes de gas están asociadas a la rotación galáctica global, aunque se fragmenten en porciones más pequeñas de carácter local o celular. Su individualidad se manifiesta en movimientos más o menos débiles de agitación. Su equilibrio es, por tanto, bastante inestable, considerando además, que cualquier perturbación del medio interestelar influye en ellas. Si mantienen cierto nivel de cohesión es debido a que las fuerzas de atracción que se ejercen mutuamente las partículas (o, en otras palabras, la energía gravitacional de la nube en la que se encuentran inmersas) es ligerísimamente superior a las energías cinéticas de agitación que tienden a dispersarlas. Mientras que la energía gravitatoria del conjunto nuboso tiende a contraerlo o a hacerlo colapsar sobre sí mismo, la energía cinética de agitación propende a expandir la nube, a que crezcan sus dimensiones.

                   Hay otros factores varios que coadyuvan a mantener la compacidad de la nube o bien su disgregación. Su equilibrio, en cualquier caso, se verá influenciado por el paso de las ondas de choque provocadas por otros objetos estelares, por tropiezos o colisiones con otras nubes o simplemente por las presiones del medio en que se mueven.

                   Un predominio intenso de la energía gravitatoria, derivado de la formación de una nube de gran masa puede ocasionar una caída o derrumbe de la parte exterior de la misma hacia su interior. Si se acentúa la rapidez es posible incluso forzar el colapso total. Densidad y temperatura tendrían, como es lógico, su correlativo incremento.

                   En ese instante, cuando la temperatura es tan alta que ya comienzan a producirse reacciones termonucleares, en las que el hidrógeno se fusiona cada vez con más vigor (no olvidemos que este elemento está omnipresente en todo proceso estelar), podemos decir que una protoestrella está naciendo en el seno de la nube. Desde que ésta es poco menos que gas disperso hasta que comienza débilmente a emitir radiación luminosa, transcurre muy poco tiempo a escala cósmica. Basta un millón de años, e incluso menos, para que este hecho tenga lugar. La energía que se libera en lo más profundo de la nube, la atraviesa y se difunde en todas direcciones en forma de radiación luminosa.

                   Las estrellas resultantes de la aglomeración masiva de gas serán tanto más grandes cuanto mayor sea la masa de la nube inicial. Eso determinará la masa de la estrella naciente y también su brillo, pues las reacciones termonucleares que se originan alcanzan mayor intensidad y, por ende, desprenden más energía. Pero si el brillo fuera solamente proporcional a la masa, las reservas de gas aptas para la combustión se agotarían muy pronto. Un examen cuidadoso de las estrellas una por una, revela que su color varía también considerablemente. Esto ha impulsado a los astrónomos a clasificar a las estrellas según su color, en clases que van desde el azul blanquecino al rojo. Estas subdivisiones por el color son relativas, y no se debe de caer en el simplismo de pensar que una estrella roja sólo emite luz roja, sino que ese es el color en el que predominantemente lo hace. Ciertamente, el brillo depende tanto de la masa que, cuanto más masiva es la estrella, más deprisa agota sus energías, y en consecuencia, se apaga su brillo y también cambia de color.

                   El Sol, por ejemplo, estrella de masa relativamente pequeña, tiene una vida tan larga que se aproxima a la del conjunto de la galaxia. Su edad no debe ser menor a los cinco mil millones de años. Sin embargo, otras estrellas cuya masa es de diez a treinta veces mayor, brillan sólo durante algunos pocos millones de años, es decir, menos de la centésima parte de tiempo que emplea el Sol en dar la vuelta a la galaxia.

                   Dada la estrecha correlación que existe entre masa estelar y color medio de la luz emitida, podemos decir que una luz muy azul denota la presencia de un astro muy masivo. Algunas estrellas tienen tan pronunciado este último aspecto que llegan a emitir luz ultravioleta, y es que los átomos del hidrógeno, componente destacado, como sabemos, de los gases interestelares en los que están inmersas las estrellas, pueden verse desprovistos de sus electrones, por lo que el gas se ioniza y emite radiaciones propias de la recombinación, que nos recuerda el fenómeno de la fluorescencia en los tubos de los anuncios de las grandes ciudades.

                   El hidrógeno ionizado se forma alrededor de la estrella englobada en la denominada región HII. Las fotos de galaxias exteriores nos muestran inmensas regiones visibles en forma de manchas claras difuminadas. Los brazos espirales de las galaxias son esencialmente regiones en las que el gas se encuentra concentrado y comprimido, y las brillantes estrellas nacen precisamente en sus bordes como resultado de esa compresión. Es muy probable, que desde el núcleo violentamente activo de las galaxias (particularmente, si son espirales) se propaguen ondas de choque que interaccionen con el gas que se mueve en órbitas circulares más externas y den origen a grandes cantidades de estrellas ensartadas a lo largo de los brazos espirales. En nuestra propia galaxia estas regiones tan características son perfectamente observables de forma similar a como Baade las descubrió por primera vez con placas sensibles al rojo, en la galaxia de Andrómeda. Aparecen por centenares y se muestran con sus estrellas gigantes azules y azules blanquecinas profundamente sumergidas en el polvo de los brazos espirales. Cuando una estrella masiva deja de brillar al agotarse su reserva de energía termonuclear, la región HII asociada deja de ser visible en un tiempo muy inferior a la duración de la vida de la estrella. En la escala de tiempo galáctico la región HII desaparece instantáneamente cuando la estrella deja de brillar.

                   La sola presencia de estas regiones es de suma importancia porque denotan o proporcionan indicios muy fuertes de la formación de estrellas muy recientes. Los complejos de regiones HII, situados en cualquier galaxia, se pueden considerar como lugares en los que se generan estrellas de toda clase de masas en ese preciso instante, aunque sólo revela la presencia de las estrellas que más activamente se manifiestan, es decir, la de las que son más masivas.

                   Por otra parte, es conveniente recordar con el fin de hacer un análisis lo más riguroso posible de estas cuestiones cosmológicas, que un átomo de cualquier elemento consta de una parte central pesada, de reducidas dimensiones y una corteza envolvente en la que se integran ciertas clases de partículas electronegativamente cargadas. Ese es el modelo universalmente aceptado. El núcleo, situado en la parte central, contiene en todos los átomos, excepto en el caso particular del hidrógeno, protones y neutrones. Esto quiere decir que, por ejemplo, un trozo de algo de aspecto tan sólido y compacto como el hierro, por mucho que se diferencie aparentemente del gas hidrógeno, está constituido al igual que dicho gas por conjuntos de protones y electrones. Pero las altas temperaturas desarrolladas en las estrellas trastocan con gran facilidad todas las relaciones entre partículas materiales. Una temperatura no excesivamente alta de, pongamos por caso, mil quinientos cincuenta o mil seiscientos grados centígrados, transforma el hierro en un líquido fluyente en el que los átomos liberados de fuerzas cohesivas se deslizan unos sobre otros. Sin embargo, son necesarias condiciones mucho más extremas que esas para alterar el núcleo de los átomos de hierro. Este permanece estable en su composición, inalterado su núcleo, tanto a cero como a dos mil grados centígrados. Su estructura se mantiene idéntica en todo momento, veintiséis protones y treinta neutrones. Para hacernos una idea, digamos que en los hornos de producción de acero a partir del mineral de hierro, que son tan habituales, siempre se deja intocada la estructura íntima de su elemento principal, el hierro, a pesar de su incandescente maleabilidad e incluso aunque su presentación sea en hirviente estado líquido.

                   Sin embargo, aunque parezca mentira, convertir una clase de elementos en otros es una operación muy normal en muchas partes calientes del universo. Tomemos, por ejemplo, el caso del elemento a partir del cual se formó todo, el hidrógeno. No hay más que congregar cincuenta y seis átomos de este elemento y reordenar sus cincuenta y seis protones y sus cincuenta y seis electrones, además de reunir treinta neutrones (sumando treinta electrones e igual número de protones. Si a continuación se ponen en conjunción con los veintiséis protones que restaban del núcleo de origen, se obtendrá indefectiblemente un nuevo tipo de núcleo atómico. Y si además de eso prosigue la reordenación y los veintiséis electrones residuales llegan a girar alrededor del núcleo, se logrará lo que parecía una labor inverosímil (algo que no es infrecuente, ni mucho menos, en infinidad de objetos estelares), tener grupos de átomos de hierro a partir de grupos que sean múltiplos de cincuenta y seis átomos de hidrógeno.

                   Bien, pues si esa compleja labor de transmutación es frecuente, mucho más sencillo es lograr la conversión en un elemento más simple que el hierro, el helio, a partir de los átomos originales del hidrógeno. Para ello, solo es preciso partir de cuatro átomos de esa clase de gas. Así se obtienen dos neutrones a base de dos electrones y dos protones suyos, que convenientemente unidos a los protones que restan, posibilitan la aparición de un nuevo tipo de núcleo con un cuatro de número másico y un dos de número atómico, en cuyo derredor girarán orbitándolo los dos electrones residuales. La fusión del elemento hidrógeno habrá permitido su conversión en el elemento helio.

                   Estos procesos de transformación de unos elementos en otros en los que se liberan cantidades ingentes de energía, plantean enormes dificultades prácticas para nosotros, ya que fusionar núcleos atómicos implica que hay que vencer fuerzas muy considerables ofreciendo resistencia. A pesar de todo, cuando se alcanzan temperaturas de millones de grados y presiones también, millones de veces superiores a lo normal, los átomos no pueden por menos que resentirse y contribuir a importantes reordenaciones en las estructuras íntimas de la materia.

                   En el punto en el que nos encontramos de la discusión cosmológica, hay que decir que ésta nunca estará completa si limitamos nuestra atención a la cuestión de los orígenes del universo o a la del estado presente del mismo. Cuando ponemos en relación las formas de evolución estelar tan lejanas y aparentemente ajenas con las de la Tierra y el Sol que nos son tan próximas y determinantes de nuestra propia vida, realizamos un ejercicio de señalamiento de posibilidades futuras. En efecto, la relatividad general y algunos resultados básicos de la termodinámica y la mecánica cuántica son imprescindibles, si se quiere describir el universo tan lejos en su comportamiento futuro como nos sea posible prever. De lo que carecemos es de los instrumentos operativos necesarios que permitan establecer una medición lo suficientemente precisa de la densidad de materia habiente en el universo con el interés de elegir certeramente entre dos opciones. Es decir, que el progreso en la predicción del destino del universo depende de nuestra capacidad de mejorar nuestra capacidad de observación y medición.

                   Al contemplar el firmamento estamos también contemplando literalmente el pasado; pues las estrellas que vemos no están únicamente las unas al lado de las otras, sino que (ya nos hemos dado cuenta) se encuentran situadas a profundidades diferentes del universo, o sea a distancias muy diversas de nuestro punto de observación. En consonancia con lo que decimos, observamos la evolución de las galaxias, para conocer mejor la de las estrellas que contienen. Estudiamos la formación, evolución y destrucción de las estrellas, para conocer mejor nuestra propia estrella, el Sol. Y nos ocupamos de los aspectos más notorios de nuestra "estrella media" como un eslabón más que es en la cadena que nos conecta de forma activa, mediante su sistema solar, con las más insondables profundidades cósmicas.

                   Con arreglo a lo que sabemos, casi todas las estrellas que hay en el universo pertenecen a alguna de las incontables agrupaciones estelares que llamamos galaxias. A consecuencia de su disposición en el espacio, tendremos diferentes ángulos de visión, según los cuales, se nos presentarán también las diferentes galaxias. Así sus imágenes se nos aparecerán en forma de espiral, de elipse, o incluso si es de perfil, en forma de lente plana. Pero basándonos en cálculos de las órbitas descritas por algunas estrellas, parece cierta la idea de la existencia de soles aislados que, como consecuencia de sus órbitas desproporcionadamente excéntricas, abandonan el sistema de nuestra galaxia y, por supuesto, también de otras galaxias. Con esto queremos decir, que si bien es cierto que las estrellas evolucionan profundamente a lo largo de su vida y, en congruencia, ocupan distintas posiciones en el diagrama H-R que nos dan idea general de las fases por las que atraviesan, no por eso podemos deducir que haya leyes de la evolución galáctica y estelar que prescriban en todo momento lo que debe ser un comportamiento gregario. En los espacios vacíos e inconmensurablemente grandes que hay entre las diversas galaxias, deben de haber estrellas y grupos de estrellas que se han desgajado y desconectado de su sistema galáctico originario deslizándose completamente aisladas por el espacio vacío. Son casos excepcionales de los que podemos prescindir perfectamente en nuestras consideraciones, pero lo que si ponen de manifiesto esos soles, es que no están distribuidos uniformemente por el espacio de un modo más o menos arbitrario. Todos son o han sido elementos integrantes de alguna de las incontables galaxias que componen el universo, entre las cuales, por cierto, se exhibe un vacío realmente inmenso y desolador.

                   Esto también es aplicable a nuestro Sol. Es una estrella como todas las demás que tiene ahora mismo una edad de unos cinco mil millones de años. Es asimismo miembro de una nebulosa espiral la cual se diferencia de cualquier otra aglomeración cósmica del mismo tipo, única y exclusivamente porque es la nuestra. Esto como es lógico, no lo decimos dejándonos impulsar por una especie de patriotismo o chauvinismo cósmico "local", sino haciéndonos eco de la situación de perspectiva espacial en la que nos encontramos frente a nuestra propia nebulosa espiral. Este es el único de todos los sistemas galácticos que no vemos desde fuera. Al revés de lo que acontece con todas las demás galaxias no podemos contemplarla como en forma de elipse más o menos alargada o con el clásico aspecto de lente, sino necesariamente desde el interior, dado que nuestro Sol es una de las cien mil millones de estrellas de las que, aproximadamente, nuestra galaxia está compuesta.

                   Por lo demás, la historia del Sol no es nada especial ni lo será previsiblemente en el futuro. En otros cinco mil millones de años habrá consumido todo su combustible de hidrógeno. Se convertirá en lo que los astrofísicos llaman una gigante roja, y la Tierra perecerá englobada en él. Excepto en los casos de estrellas muy pequeñas y vida muy larga, diez mil millones de años es un promedio de vida bastante típico de una estrella. Según la masa de ésta, el producto final puede ser una enana blanca  (como previsiblemente le ocurrirá al Sol), una estrella fría debido a la repulsión que se ejercen sus neutrones entre sí, según un principio de exclusión (estrella de neutrones) o un agujero negro (región del espacio-tiempo de la cual nada puede escapar, ni siquiera la luz, debido a la enorme densidad que alcanza la fuerza de la gravedad). Pero cualquiera que sea el producto final de la evolución estelar, lo que si es cierto es que se consumen cantidades inimaginables, por lo elevadas, de materia prima. Dentro de cuarenta o cuarenta y cinco mil millones de años, se supone que las formaciones estelares tendrán un vigor incomparablemente menor que el de ahora. En nuestra propia galaxia, si hubiera astrónomos para contemplarla tendrían la posibilidad de ver como las estrellas se van apagando, primero las más brillantes que se queman más rápidamente, y luego las estrellas menos destacadas en tamaño o más corrientes como el Sol. El período de la formidable capacidad de generación de galaxias, conteniendo estrellas, que empezó con la aparición de los primeros átomos, trescientos ochenta o cuatrocientos mil años después de la "Gran Explosión" llegará a su fecha de caducidad definitiva. Solo quedará un inmenso cementerio cósmico y probablemente nadie estará allí para verlo.