Nacimos de las estrellas

Publicado el Lunes, 27 de septiembre de 2010 por MiGUi en Astronomía
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Todo lo que fue, todo lo que es y todo lo que será nació en las estrellas durante la vida de estas pero sobre todo, tras su muerte hace ya tanto tiempo que nos es imposible abarcarlo con la mente y nos vemos obligados a reducirlo a una cantidad. Ahora que está tan de moda mencionar a Sagan citaré una de sus frases más famosas “Somos polvo de estrellas”. Os invito a que nos paremos a pensar por un momento sobre ello. Porque los átomos que conforman toda la materia fueron cocinados en el horno que la naturaleza ha previsto. ¿Os sentís ya lo bastante insignificantes? Entonces estamos preparados. Os invito a un viaje hacia el corazón de las estrellas: donde empezó todo.

Convendremos en llamar casa a este trozo de seis cuatrillones de kilos de roca, agua y unas cuantos millones de toneladas de diversos gases y materia orgánica sin importancia que recorre incansable la órbita en torno a su estrella a 100.000 kilómetros por hora.


Casa. Eso que Sagan llamó “ese pálido punto azul” transmitiendo su enorme impresión al ver esta fotografía tomada por la sonda Voyager 1 cuando se encontraba a unos 7.000 millones de kilómetros de casa. En la siguiente imagen. Si no lo ves, haz clic en ella y mira.

Donde vamos a ir ahora es lejos de casa. Incluso antes de que estuviera construida y ni siquiera nadie hubiera pensado en unos planes para construir una vía de circunvalación. Antes incluso de que existiera la Voraz Bestia Bugblatter de Traal (animal sorprendentemente estúpido, supone que si uno no puede verlo, él tampoco lo ve a uno; es tonto como un cepillo, pero voraz, muy voraz) y se escribiera la Guía. Bromas aparte.

La primera parada de nuestro viaje nos lleva a 150 millones de kilómetros de casa. Es el Sol. Es nuestra estrella. Parece de perogrullo decirlo pero en la antigüedad costó lo suyo que identificaran esa gran bola anaranjada que nos baña con su cálida luz y permite la vida en la Tierra con esos puntitos luminosos esparcidos aleatoriamente por el cielo nocturno. El primero que se atrevió a decirlo sin ambigüedades fue el astrónomo italiano Giordano Bruno fascinado por las ideas de Copérnico y es que en su época, en torno a 1600, estaba en pleno auge la moda de curar las herejías con el fuego purificador.

El Sol es una gigantesca bola de plasma de 1.4 millones de kilómetros de diámetro compuesta fundamentalmente de hidrógeno y helio. Aunque se parece, lo cierto es que lo que ocurre en el Sol poco tiene que ver con el fuego.

El Sol nació como la mayoría de las estrellas que existen en la actualidad de lo que se conoce como remanente estelar de una supernova. Dicho en términos menos prosaicos: de las cenizas de otra estrella. Algunas estrellas muy grandes, al consumir todo el material que las permite seguir brillando explotan sembrando su vecindario de materiales que pueden llegar a formar estrellas e incluso planetas. Otras acaban su vida de forma más humilde, apagándose en silencio.

La responsable de todo este lío es la fuerza de la gravedad. Esa ramera despiadada, que diría el doctor Cooper. La fuerza que ocasiona la materia por el hecho de tener una cierta masa y que hace que todas las cosas se atraigan entre sí. Lo que ocurre es que es tan débil que únicamente a una escala monstruosamente grande se notan sus efectos de forma inapelable. Es en esa escala en la que la gravedad vence a las otras tres fuerzas que dominan el microcosmos.

Cuando las estrellas mueren su funeral lejos de ser aburrido es un espectáculo inimaginable de luz y devastación. Nosotros apenas podemos observar los restos de lo que ocurrió en el pasado. Como ejemplo, sirva la siguente foto. La nebulosa del Cangrejo (catalogada M1 en el catálogo de Messier y NGC 1952 en el New General Catalogue) que se encuentra a 6500 años-luz de casa en la constelación de Tauro.

La nebulosa del Cangrejo es conocida desde el siglo XVIII y desde entonces ha sido estudiada a conciencia. Recorrerla de un extremo a otro cuesta 3 años a la velocidad de la luz. Es bastante grande sí. Y todo eso fue producido por una estrella que estalló 900 años atrás. Existen documentos en torno al año 1054 de nuestra era que relatan como una estrella alcanzó súbitamente una luminosidad tal que era incluso visible de día.

A los que hayáis leído el post sobre Arecibo os sonará pues en el interior de esta nebulosa se encuentra el pulsar PSR B0531+21. Una pequeña pelota de 20 km de diámetro que rota sobre sí misma 30 veces por segundo emitiendo cantidades gigantescas de radiación en forma de rayos X y ondas de radio al espacio. Este fue el regalo que dejó la estrella tras de sí al morir, habiendo expulsado sus capas más externas al espacio exterior.

Para que os hagáis una idea de lo rápido que se expande el gas expulsado posiblemente esta sea la imagen más reveladora de la magnitud del cataclismo. La explosión de V838 Monocerotis. Una estrella variable (se llaman variables porque cambian de luminosidad con el tiempo, de forma periódica) que mostró una fuerte explosión de luminosidad en el año 2002 que se explica por un súbito crecimiento de la estrella. La siguiente imagen muestra fotos tomadas entre 2002 y 2004:

Este estallido pudo deberse a múltiples factores los cuales se discuten hoy en día y sin embargo, aún siendo tan violenta, sigue sin hacerle sombra a las explosiones que dejan tras de sí las estrellas más grandes al término de su existencia: las supernovas.

A lo largo de la vida de una estrella, que dura miles de millones de años por regla general (por ejemplo, nuestro Sol ha vivido ya 5000 millones de años y le quedan otros tantos) va consumiendo el hidrógeno en helio mediante la fusión nuclear. El hidrógeno es el elemento más sencillo de todos. Está compuesto únicamente de un protón que forma el núcleo y un electrón que lo orbita. A veces, acompañando este protón por conveniencia energética se le unen uno o dos neutrones en el núcleo formando los llamados “isótopos” del hidrógeno: el deuterio y el tritio.

Ocurre que en el corazón del Sol hay unas condiciones de presión y temperaturas tan enormes debido a la gravedad que la materia, el gas, se encuentra en estado de plasma de fusión. En este estado, los núcleos de los átomos están separados de los electrones formando una especie de sopa ultra densa y ultra caliente. Aquí, en este caldo primordial se gestan los núcleos de helio al fusionarse el deuterio y el tritio, liberando cantidades enormes de energía parte de la cual es la luz que hace brillar a las estrellas.

Otra parte se invierte en seguir alimentando ese gigantesco horno del que hablábamos al principio y en evitar que las capas más externas de la estrella colapsen sobre el interior compactando la estrella todavía más. Para seguir mejor la siguiente explicación conviene tener a mano la tabla periódica de los elementos (si clicas en ella, se abre a mayor tamaño):

¿Por qué? Pues porque vamos a contar las recetas con las que se cocina en este horno estelar. Durante la explosión que dió comienzo a todo se crearon los primeros elementos ligeros: hidrógeno, helio y poco más. Todos los demás ingredientes fueron cocinados en las estrellas primigenias por eso es importante entender de donde salieron y por eso necesitamos la tabla periódica para explicar la nucleosíntesis de una supernova. Es decir, el proceso mediante el que se forman los elementos atómicos más abundantes en el universo.

A medida que una estrella va consumiendo el hidrógeno que la compone mayoritariamente y transformándolo en helio mediante la fusión cada vez habrá más y más helio en proporción. Esta es la reacción más probable puesto que requiere menos presión y una temperatura más baja para ocurrir y de regalo, es la que más energía libera con diferencia. La estrella joven irá envejeciendo con el paso del tiempo aumentando la cantidad de helio y creciendo en diámetro.

Cuando ya hay mucho helio, comienza a ser fusionado en berilio-8. Sin embargo esta etapa es muy rápida puesto que el berilio-8 es muy inestable y se rompe de nuevo. Pero puede suceder que se fusionen en carbono 12 liberando una cantidad mucho menor de energía. Para que esta reacción pueda tener lugar hace falta una temperatura de unos 100 millones de grados. Algo así solo puede ocurrir en el corazón de estrellas supergigantes. La reacción de fusión que produce el carbono 12 es diez veces menos energética que la inicial donde se fusionan deuterio y tritio.

El carbono 12 a su vez puede ser fusionado con núcleos de helio para formar átomos más pesados, como el oxígeno 16, posteriormente neón 20 y con éste magnesio 24 en el llamado “proceso alfa“.

126C + 42He = 168O + energía
168O + 42He = 2010Ne + energía
2010Ne + 42He = 2412Mg + energía

Además de este proceso la estrella puede fusionar carbono 12 e hidrógeno 1 para producir nitrógeno 13 y posteriormente, nitrógeno 14 y nitrógeno 15 en el proceso llamado CNO. La estrella está en las últimas. Pero todavía puede seguir fusionando el oxígeno 16 en magnesio 24, éste en silicio 28. A partir de aquí llega la etapa conocida como proceso de combustión del silicio que se resume en las siguientes reacciones:

2412Mg + 42He = 2814Si
2814Si + 42He = 3216S
3216S + 42He = 3618Ar
3618Ar + 42He = 4020Ca
4020Ca + 42He = 4422Ti
4422Ti + 42He = 4824Cr
4824Cr + 42He = 5226Fe
5226Fe + 42He = 5628Ni

Cuando llega a esta etapa y ya hay hierro y níquel en la estrella ya no se produce suficiente energía para detener lo inevitable. En este momento la temperatura dentro del horno ha alcanzado los 4.000 millones de grados.

Una estrella que tenga 20 veces la masa del Sol tarda diez millones de años en empezar a fusionar helio. La etapa del helio se termina en un millón de años. La del carbono en 300 años. El neón tarda 80 días y el oxígeno 140. La fase del silicio acaba en 2 días.

Llegados a este punto la fusión ya no puede continuar. A esta temperatura tiene lugar la fotodesintegración en el núcleo: los fotones tienen tanta energía que al impactar contra los núcleos los rompen. Al invertirse energía en este proceso y ya no ser emitida la suficiente, el colapso ya no puede detenerse. Las capas externas de la estrella comienzan a caer sobre sí mismas, derrumbándose rápidamente. Todo en el interior se compacta hasta alcanzar una densidad 800 mil millones de veces la del agua.

Cuando la densidad es tal los átomos serán incapaces de mantener su estructura. Son el último obstáculo a vencer. Los protones se aniquilan con los electrones dando lugar a neutrones y mantienen su estructura debido a la “presión de degeneración” por el principio de exclusión de Pauli. Se dice entonces que la materia se encuentra degenerada.

En estos momentos, una gigantesca onda de presión se expande hacia el exterior. En su avance, esta onda alcanza la parte exterior del núcleo llegando a empujar las distintas capas de la estrella si no es muy masivo el núcleo. Se produce un extremo calentamiento y se emiten grandes cantidades de radiación hasta que finalmente las capas externas de la estrella son violentamente expulsadas hacia el exterior dejando el núcleo desnudo, al descubierto. Si el núcleo es muy denso la onda de choque se convierte en onda estacionaria provocando un sobrecalentamiento hasta que la presión es tal que es capaz de vencer la densidad y continuar su avance hacia el exterior, provocando la explosión.

En este punto la estrella emite cantidades descomunales de radiación llegando a brillar como mil millones de soles. Luego la luminosidad irá descendiendo debido a la desintegración de los elementos radiactivos que fueron emitidos al explotar las capas externas de la estrella y se va apagando poco a poco a lo largo de los años sucesivos.

Después de haber ocurrido la explosión, queda el remanente de la supernova. El material se expulsa de forma muy rápida y violenta emitiendo cantidades ingentes de rayos X y radiación sincrotrón. El plasma expulsado se irá enfriando y la explosión habrá sembrado de nuevos materiales una zona de decenas de años luz de diámetro.

Toda esta materia que ha sembrado el espacio interestelar de nuevos elementos estará a menudo en un medio galáctico en el que haya más estrellas, o en el interior de un cúmulo estelar. Tal es el caso de M16, NGC 6611 también llamada “la nebulosa del Águila“. En ella hay 500 estrellas recién nacidas, hace uno o dos millones de años y se encuentra a 6500 años luz de la Tierra.

Todo el gas y escombros del vecindario comienzan a acercarse debido a la gravedad y pueden llegar a formar estrellas y planetas. Así es como se cierra el círculo. Las estrellas que nazcan serán de la segunda generación y tendrán en su interior trazas de los elementos pesados que fusionaron sus estrellas madre millones de años atrás. Y así, se cierra el ciclo. No todas las estrellas tendrán masa suficiente para estallar en supernova dejando tras de sí un remanente y en el centro una una estrella de neutrones, o un púlsar o un agujero negro. Las menos masivas (menos de 30 veces el Sol) acabarán por expulsar sus capas externas, tras haberse agotado el combustible pero al no ser lo bastante masivas no pueden continuar con el proceso completo de la nucleosíntesis, dejarán atrás una enana blanca y una nebulosa planetaria.

Recapitulemos. En el proceso de la nucleosíntesis general se han formado, entre otros, carbono, nitrógeno, oxígeno y fósforo. Junto con el hidrógeno, son los ingredientes del ADN. Así que cuando Sagan dijo “somos polvo de estrellas” no fue una afirmación gratuita y grandilocuente. En efecto, nacimos de las estrellas.

Y aquí ponemos punto y seguido a este viaje a las estrellas.

Referencias:

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Trackbacks/Pingbacks a esta entrada:
  1. Dani dice:

    Fantástico,Miguel.

    Bueno “Pale Blue Dot”…mejor como “ese punto azul palido” :-D No me hagas cambiarle el nombre a mi blog.

    Muy bueno

  2. Rafalillo dice:

    Buenas!

    Este post me ha gustado mucho y he decidido incluirlo en la entrada que acabo de publicar:

    http://elmundoderafalillo.blogspot.com/2010/10/no-es-mio-pero-es-interesante-xix.html

    Espero que te guste ;)