Biografía de una estrella

El universo está lleno de reactores de fusión naturales. La fusión nuclear es una fuente prácticamente inagotable de energía, y desde hace décadas los científicos han estado trabajando en su explotación. Un proceso que todavía presenta dificultades en los laboratorios de la Tierra ha estado funcionando sin problemas en las estrellas como nuestro Sol durante miles de millones de años. Pero, Cómo funcionan las estrellas? ¿Cómo nacen? ¿Cómo mueren? Achim Weiss, del Instituto Max Planck para Astrofísica en Garching sigue el ciclo de vida de las esferas de plasma cósmico, no con un telescopio, sino realizando cálculos con modelos informáticos.

Laboratorio de plasma en el firmamento: Docenas de estrellas jóvenes brillan en la nebulosa NGC 3603. Los astrofísicos recrean el nacimiento y biografía de las estrellas utilizando ordenadores. © NASA, ESA and the Hubble Heritdge (STSci/AURA) – ESA/Hubble Collaboration

Para tener una visión de laboratorio más grande que existe, sólo tiene que mirar hacia el cielo nocturno lejos de las luces de la ciudad. Y si, al mismo tiempo, toma una profunda bocanada de aire fresco del campo, estará suministrando a su cuerpo las mismas sustancias que se producen en este laboratorio. Elementos tales como el nitrógeno, el oxígeno y el carbono se originan en los viveros que han brillado en el firmamento terrestre desde tiempos inmemoriales; a veces brillantes, a veces menos brillantes, a veces blancas, a veces en tonos de amarillo, azul o rojo.

Las estrellas siempre han fascinado al hombre. Sin embargo, en fechas tan recientes como la década de 1850, los investigadores todavía especulaban sobre la naturaleza de estas luces parpadeantes. "No sabemos lo que son las estrellas, y nunca lo sabremos," se dice que respondió un profesor cuando un joven estudiante de física le preguntó si no se podía aprender algo más sobre el universo que no sólo fuera la posición, distancia y el brillo del sol, la luna y las estrellas. El nombre del estudiante fue Karl Friedrich Zöllner, y de ninguna manera quedó satisfecho con la respuesta de su profesor. Sin inmutarse, continuó sus estudios convirtiéndose en uno de los primeros astrofísicos, una profesión a la que contribuyó a dar forma.

Achim Weiss comparte la misma profesión, y trabaja en el Instituto Max Planck de Astrofísica. Tiene una respuesta sorprendentemente sencilla a la pregunta de Zöllner es: "Las estrellas son sencillas esferas de plasma que están sujetas a su propia gravedad." El plasma es un gas compuesto de iones, electrones y partículas neutras, más del 99 por ciento de la materia visible en el universo está en este estado. Por su parte, la gravedad es la fuerza dominante en el espacio, actuando sobre todos los objetos que son considerablemente más grandes que las moléculas. Pocas piezas más se necesitan para construir una estrella. Ingredientes como los campos magnéticos, vibraciones o fenómenos eléctricos rara vez son importantes , ni en la naturaleza ni en los ordenadores de Garching, en los que Weiss realiza modelos de estrellas.

Empezando a partir de un sol que explotó

Gas, polvo y radiación son el fondo escénico en los viveros de estrellas "- como la Gran Nebulosa de Orión, que se puede observar, incluso con unos prismáticos. © NASA, ESA, T. Megeath (University of Toledo) and M. Robberto (STSci)

En el espacio, el nacimiento de una estrella comienza con una gigantesca nube de gas. La masa de la nube debe ser tan grande que la gravedad prevalezca sobre la presión interna y las turbulencias que llevarían a la estructura a separarse. Para que se produzca el nacimiento de la estrella, se necesita probablemente una pequeña ayuda externa, como la onda expansiva de una supernova cercana, es decir, un sol que ha explotado.

En algún momento, la nube se rompe en pequeñas grumos, cada uno de ellos se contrae. Agrupados por la gravedad, las partículas dentro de un grupo se amontonan. "Si esto continuara de forma indefinida, el nacimiento de la estrella terminaría en un agujero negro", dice Achim Weiss. ¿Cómo funciona el interior de la esfera de gas emergente para soportar la creciente presión gravitatoria? ¿Qué impide que el embrión estelar se divida?

El trabajo de compresión de la gravedad genera calor y presión. El calor provoca que los electrones se separen de los núcleos de sus átomos produciendo plasma. Y la presión permite que el gas genere una "contra-fuerza" que se opone a la gravedad. A una distancia dada del centro de la esfera, la presión es exactamente igual al peso de las masas de gas situado encima de ella. La estrella se ha convertido en una estructura estable. O como diría un astrofísico, está en un estado de equilibrio hidrostático.

Tal estado puede ser reproducido por un sencillo experimento.  Presione con cuidado una bomba de bicicleta mientras bloquea la salida con el dedo. Como el aire en la bomba ya no es capaz de fluir hacia fuera, aumenta la presión en el tubo y evita que el pistón siga avanzando. Si se aplica al pistón la cantidad de presión correcta, este permanece inmóvil en el tubo de la bomba produciéndose un sistema en equilibrio.

"Lo que sucede después en la vida de la estrella depende únicamente de su masa", afirma Achim Weiss. La masa es por lo tanto, el parámetro determinante en los cálculos del modelo. En una estrella normal, de tamaño medio como nuestro propio Sol (masa: 1,989 x 10³⁰ kg), después de su nacimiento se produce un suceso con consecuencias a largo plazo, que dura unos pocos cientos de miles de años. En el centro, el gas - principalmente hidrógeno - se calienta a una temperatura de más de diez millones de grados centígrados. A esta temperatura astronómicamente alta, se pone en marcha un reactor de fusión y comienza la nucleosíntesis: cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se combinan para formar un núcleo de helio-4.
 

Sólo entonces, la esfera de gas cósmico se convierte en miembro de pleno derecho de la familia de las estrellas. La razón es que las estrellas tienen otra característica que las diferencia de los planetas que es su brillo, debido a la energía que obtienen de la nucleosíntesis. El reactor de fusión también garantiza que el gas se mantenga caliente y proporcione una presión suficiente para mantener el equilibrio hidrostático.

Algunas estrellas, sin embargo, no tienen suficiente materia en el momento de su nacimiento. Si su masa es menor que 75 veces la del planeta Júpiter, o en otras palabras, menos del 8 % de la masa del Sol, las reacciones de fusión pueden producirse dentro de ellas a escala limitada. Por ejemplo un protón puede fusionarse con un núcleo de deuterio, que consta de un protón y un neutrón para formar un núcleo de helio-3. Sin embargo, las estrellas de poco peso como estas nunca alcanzan la etapa de combustión del hidrógeno estable. (El término "combustión" se utiliza por razones históricas y es habitual en astrofísica, aunque en realidad se refiere a la "fusión" y no está relacionado con la combustión química).

Estos "garbanzos negros" en la familia de las estrellas se llaman enanas marrones. Sus vidas son bastante espectaculares. Debido a su baja temperatura, la presión del gas no es suficiente para mantener las esferas de gas en equilibrio a largo plazo. En última instancia, la gravedad gana la partida. Las enanas marrones se encogen y convierten su energía gravitatoria en calor. Por cierto, este proceso, conocido como la contracción de Kelvin-Helmholtz, fue examinado por los astrónomos como una de las posibles fuentes de energía de las estrellas, antes de resolver el acertijo en el siglo 20 con la ayuda de la fusión nuclear.

La material surgida de la nube madre

 

A medida que las enanas marrones se encogen y se enfrían, van cambiando las propiedades de los gases compuestos de electrones libres; se degeneran, como dicen los físicos. Este estado tiene una característica peculiar, la temperatura llega a disociarse de la presión y la densidad, y la estrella es capaz de enfriarse, sin que descienda la presión. La estrella se mantiene estabilizada, por lo que no se desvanece como un pequeño agujero negro, sino que se hace cada vez más fría y oscura.

Pero volvamos a estrellas de peso normal. Unos pocos millones de años después del nacimiento, la joven estrella recibe un diluvio materia de su nube madre por medio de la radiación cada vez más intensa y el viento, cada vez mayor, de partículas cargadas que sopla en su superficie hacia el espacio. Con estos mecanismos, la estrella se evita un aumento de masa y alcanza la fase de fusión nuclear. En este punto, entra en la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung.

Podría esperarse que una estrella respete para siempre el lugar que le corresponde en esta sociedad, de acuerdo con su masa inicial. Pero este no es el caso. La densidad de población en el diagrama de Hertzsprung-Russell (HRD), refleja la relativa frecuencia con que ocurren los distintos tipos estrellas en un punto determinado en el tiempo. Sin embargo, si los datos de las mismas estrellas se introdujeran en el HDR cada doscientos mil años, y las mediciones se repitieran durante un período de varios millones de años, se observaría un movimiento. En la secuencia resultante, algunas estrellas entrarían en la secuencia principal y permanecerían en ella durante mucho tiempo, para salir muy rápidamente hacia la secuencia de gigante al final, colapsando en una enana. En otras palabras, las estrellas no son esferas estáticas plasma sino que evolucionan. "Estoy interesado en estas diferencias en las biografías de las estrellas para mis cálculos", dice Weiss, el investigador  del Max Planck.

Vamos a considerar una estrella del mismo tipo que nuestro Sol. La fusión nuclear funciona sin problemas sólo cuando las condiciones externas tales como la presión, densidad y temperatura son las correctas, y además hay suficiente combustible. En este punto, el Sol ha consumido aproximadamente la mitad del hidrógeno en su núcleo por medio de la fusión nuclear. En torno al 70 por ciento de su masa se encuentra dentro de la mitad del radio solar que tiene 350.000 kilómetros. Con el tiempo, las reservas de hidrógeno irán agotándose, y las crecientes cantidades de helio se acumulan en el corazón del Sol hasta que su composición sea enteramente de helio, algo que sucederá dentro de seis mil millones años. Dado que el Sol es ya tiene una edad de cuatro mil quinientos millones de años, para entonces habrá tenido una vida bastante estable de diez mil millones de años.

En el diagrama de Hertzsprung-Russell se puede apreciar la agrupación de las estrellas en una "secuencia principal".  De esta secuencia principal se salen por un lado las enanas blancas y por otro las supegigantes.

Cuando la combustión del hidrógeno en el centro del Sol se detiene, la estrella tiene un problema. Pierde energía pero trata de mantener el equilibrio hidrostático. La fusión en el interior ya no proporciona energía. El Sol utiliza un truco para compensar este déficit. El núcleo comienza a contraerse, y convierte la energía gravitatoria en calor. En el proceso, se produce tanto calor que las capas en el exterior del núcleo ya quemado alcanzan una temperatura lo suficientemente alta como para mantener la fusión del hidrógeno. Los cálculos muestran que esta quema de la cáscara se abre camino progresivamente hacia el exterior con el tiempo. Entre tanto en el interior el núcleo se contrae aún más y se calienta tanto que, en última instancia, produce la ignición del helio.

La fusión nuclear toma un desvío

En este punto, el Sol obtiene su energía de dos fuentes. Mientras que en la cáscara, el hidrógeno se fusiona para formar helio, en el núcleo se está produciendo el proceso triple-alfa. Se crea un núcleo de carbono a partir de cada conjunto de tres núcleos de helio (partículas alfa). Sin embargo, esto se lleva a cabo de una manera indirecta. La fusión de dos núcleos de helio produce primero un núcleo de berilio inestable con una vida media de sólo 10^-16 segundos.

Sólo cuando, durante su breve existencia, este núcleo de helio choca con otro núcleo de helio se produce el carbono. La captura de otros núcleos de helio también puede producir núcleos de oxígeno y de neón. Para que el helio se encienda, el núcleo se contrae, como ya se ha mencionado, calentándose cada vez más en el proceso. Al mismo tiempo, la capa exterior se expande enormemente, haciendo que caiga la temperatura de la superficie desde unos 6.000 grados a cerca de 3.000 grados Celsius. El Sol ha aumentado cien veces su radio, y brilla con una luz rojiza hasta 5.000 veces más intensa que en la que tiene actualidad; se ha convertido en una gigante roja. En consecuencia, se desplaza en el diagrama de Hertzsprung-Russell a la secuencia de gigante.

"El registro de una biografía como esta requiere de programas numéricos que describan la estrella como una esfera de gas ideal", afirma Achim Weiss. En principio, la tarea consiste en dividir matemáticamente la estrella en "capas de cebolla", para determinar la composición química, estructura física (masa, temperatura, densidad, flujo de energía) y el tipo de reacción nuclear para cada una de ellas. Para que una estrella pueda ser analizada en un momento determinado del tiempo, Weiss y sus colegas suelen necesitar mil capas. El resultado es una instantánea de la esfera estelar; un modelo de estrella.

En un segundo proceso, Weiss calcula los cambios que tienen lugar en este modelo, por ejemplo, como resultado de los procesos de fusión nuclear, en un momento dado. A continuación, genera el modelo siguiente, de un poco más edad. De esta manera, el investigador sigue el desarrollo de una estrella en el equipo. Para poner a prueba los cálculos en la práctica, se necesita algún tipo de modelo inicial. Para ello, Weiss utiliza los parámetros medibles - masa, luminosidad y radio- de una estrella real sin desarrollar, como valores aproximados. A continuación establece los parámetros de estado a cero para el centro y empieza a calcular las etapas de adentro hacia afuera. "Sólo cuando hemos encontrado una solución por este procedimiento para el modelo inicial es cuando empezamos el cálculo real", dice el astrofísico.

¿Cuál es el destino posterior de una estrella con la masa de nuestro Sol? Achim Weiss resuelve este problema mediante el cálculo de tiempo de modelo para un momento posterior en la vida del Sol, por ejemplo, un millón de años. "Se necesitan alrededor de 10.000 modelos individuales para describir toda la vida de una estrella", dice Weiss. Los intervalos de tiempo entre estos modelos no deben ser demasiado grandes. Sin embargo, particularmente en una etapa avanzada en la vida de la estrella, en la fase de gigante, los acontecimientos siguen una rápida sucesión, una vez que el helio en el núcleo se ha transformado completamente en carbono y oxígeno. Entonces el núcleo está rodeado por dos capas. En la capa interna, el helio se quema para formar carbono, en la capa exterior, se quema el hidrógeno para formar helio.

En el espacio de unas pocas decenas de miles de años, la estrella pasa por una fase salvaje. En primer lugar, el núcleo de carbono/oxígeno se contrae, mientras que al mismo tiempo, la envoltura se expande. Sien embargo este proceso no se produce de manera uniforme, sino más bien en ráfagas de mayor o menor regularidad durante las cuales se infla la estrella, aumentando considerablemente en tamaño y luminosidad una vez más. Durante este proceso, las dos capas exteriores no se queman al mismo tiempo, sino de forma alterna.

La convección mezcla el gas completamente

Esta nebulosa planetaria es conocida como “El ojo del gato”. Da testimonio de la lenta muerte de una estrella con la misma masa que nuestro Sol. © J.P. Harrington and K.J. Borkowski (University of Maryland), and NASA/ESA

 
Dentro de la estrella se lleva a cabo un sorprendente proceso. "La compleja interacción de fuerzas crea las condiciones para la nucleosíntesis de elementos pesados", explica Achim Weiss, "y dentro de la estrella se crean violentes flujos de convección." Estos flujos utilizan las partículas para el transporte de energía, y para mezclar completamente el gas. El calor emitido por un radiador es transportado de la misma manera, el aire caliente sube, mientras que el aire frío cae. Solo hay que poner la mano encima de un radiador caliente para experimentar este fenómeno.

Los "remolinos" resultantes en la estrella causan que una cierta cantidad de hidrógeno de la capa exterior de helio pueda llegar a la capa que se está quemando debajo de ella. Allí, los protones son capaces de reaccionar con el carbono, dando lugar a la liberación de neutrones. Los neutrones son capturados por las partículas de hierro que estaban presentes en la estrella en pequeñas cantidades desde el principio, lo que resulta en la formación isótopos de hierro ricos en neutrones.

Si acumulan demasiados neutrones, se produce la desintegración radiactiva beta, que a su vez crea núcleos estables de cobalto. Los neutrones son capturados progresivamente por los núcleos atómicos, que se vuelven progresivamente más pesados. Este proceso lento produce todos los elementos hasta e incluyendo el plomo. De acuerdo con Achim Weiss, "un día, el Sol producirá bario y otras tierras raras, tales como el lantano."

En cualquier caso, la muerte de la estrella es ahora inminente. En la fase final, pierde una importante parte de su masa en el espacio de unas pocas decenas de miles de años, al final de la cual el 99 por ciento de su masa es el núcleo de carbono/oxígeno y sólo la mitad del uno por ciento cada una de las dos delgadas envolturas de hidrógeno y helio. El núcleo de carbono/oxígeno es barrido de la misma forma que el viento del desierto barre una piedra libre de arena. El material desprendido forma una envoltura en expansión alrededor de la estrella, y es iluminado por la estrella, adquiriendo las más diversas formas, tales como anillos, esferas o estructuras asimétricas. En el núcleo, en última instancia se detienen por completo los procesos de fusión.

Los pocos restos de la estrella tienen una temperatura de unas pocas decenas de miles de grados, y ahora tan sólo tienen el tamaño de la Tierra. La estrella aparece en el diagrama de Hertzsprung-Russell como una enana blanca.  Al principio todavía está caliente y brillante, pero en ausencia de la fusión nuclear, se enfría y se hace oscura, primero rápidamente, luego más y más lentamente, al igual que las enanas marrones. Cuando el ordenador ha calculado el estado de los parámetros de una enana blanca en forma de interminables columnas de cifras con valores tales como la densidad, el radio, masa y temperatura, el trabajo de Weiss ha terminado su trabajo, una enana blanca es la etapa final de una estrella de masa baja o media.

Una crisis energética entre los pesos pesados

La cocina elementos estelares: De la simple fusión de hidrógeno (1) en el núcleo de una estrella, el proceso pasa a través de las distintas etapas de la quema de capas (2, 3), que termina en la creación de elementos pesados ​​hasta el hierro(4). © S&T: Casey Reed / Source: J. Hester & others

 
La vida de los pesos pesados ​​es más rápida y más dramática, mientras que una estrella como el Sol permanece en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell unos 10 millones de años, una estrella con diez veces su masa permanece allí sólo 20 millones de años. Se produce un gran derroche de sus reservas de combustible, y en última instancia, fusiona elementos en su núcleo hasta e incluyendo el hierro. Si experimenta una crisis energética, explota. En el Instituto Max Planck de Astrofísica, un grupo de investigación se dedica al estudio de la simulación de este tipo de supernovas.

¿Qué relación existe entre una enana blanca y la estrella de la que se desarrolló? Este es uno de los problemas que Achim Weiss está estudiando con la ayuda de sus modelos. Para ello, el investigador obtiene de los catálogos los datos de soles pertenecientes a un cúmulo. Los cúmulos son grupos de varios cientos o miles de soles que nacieron casi al mismo tiempo millones de años atrás. Dado que no fueron dotados todos con la misma masa en su nacimiento, sus vidas han tomado rumbos diferentes. Sus edades se puede determinar a partir de la "densidad de población" en varios puntos en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Supongamos que un cúmulo tiene 500 millones de años, y que Weiss encuentra una enana blanca con una edad de enfriamiento de 100 millones de años. La edad de enfriamiento es el tiempo que ha transcurrido desde que la estrella se convirtió en una enana blanca. En este ejemplo, esto significa que la estrella habría vivido normalmente 400 millones de años. "El problema a resolver ahora, dice Weiss, es: ¿Qué estrella necesita 400 millones de años para convertirse en una enana blanca" En este caso, podría ser una estrella con aproximadamente tres veces la masa solar. Utilizando sus modelos, el investigador examina esta "relación inicial de la masa final" y obtiene resultados que a veces son confusos.

Se supone que todas las estrellas con la misma masa inicial tienen la masa final. Sin embargo, y a modo de ejemplo,  las masas finales de las enanas blancas en el cúmulo Beehive difieren en un factor de dos. "No tengo idea de por qué esto es así", dice Achim Weiss. La forma de transporte de energía dentro de las esferas de gas y la pérdida de masa de las superficies son, evidentemente, factores decisivos: "Los modelos con mayor masa, que tienen grandes núcleos convectivos, ofrecer resultados más claros." Achim Weiss tiene la intención de continuar la búsqueda de una respuesta a esta cuestión. De ninguna manera lo sabemos todo en astrofísica, ni siquiera ahora que tenemos una idea bastante buena de lo que son "las estrellas".

Texto: Helmut Hornung

Max-Planck Gesellschaft

Traducción: Jesús Canive