Recent Post

miércoles, 10 de agosto de 2011

El camino hacia el interior de las estrellas

El camino hacia el interior de las estrellas. Evolución estelar. Fuente: Chandra (NASA).
¿Cómo hemos averiguado de qué se componen la estrellas, cuál es su temperatura o cómo obtienen su energía?

El problema angular de la astrofísica estelar ha residido en la cuestión de la fuente de energía que mantiene a las estrellas. Desde el siglo XIX, con el desarrollo de la espectroscopía, se había aceptado la idea de que las estrellas debían ser cuerpos gaseosos. Con esta hipótesis en mente, Helmholtz, físico alemán de gran renombre en su época, desarrolló, alrededor de 1854, un modelo de alimentación solar en el que este extraía su energía por la contracción lenta de su volumen, enfriándose durante este proceso. Realizó un estudio de una esfera de gas ligada por su propia gravedad en contracción y halló que, con solo una reducción de 380 pies en su radio, esta obtendría energía suficiente para mantenerse “encendida” un año. Este estudio requirió de las primeras suposiciones sobre las condiciones en el interior estelar. Es el primer esbozo de un modelo de interior y en él se tratan correctamente los problemas del soporte mecánico (equilibrio entre la fuerza de la gravedad y las presiones) y del transporte de energía.

Pero no solo Helmholtz estudió este tipo de objetos. Lane, algunos años más tarde (1870), también realizó su propia investigación sobre las esferas de gas autogravitantes, aunque su motivación era distinta: intentaba encontrar una explicación a las medidas altamente discrepantes que hasta entonces se tenían sobre la temperatura del Sol. Y obtuvo una sorprendente solución: la esfera de gas se vuelve más caliente mientras pierde energía y se contrae. Este resultado contradecía el modelo de Helmholtz, que suponía un enfriamiento durante la contracción.

No obstante, pronto surgieron teorías que solventaban esta incómoda contradicción. Ritter desarrolló la primera teoría de evolución estelar en 1883, proponiendo que una estrella pasa por tres fases a lo largo de su vida: en la primera no es una esfera sino, más bien, una masa difusa de gas que se contrae y se calienta. En la segunda etapa mantiene su temperatura constante durante un breve periodo de tiempo, mientras que la tercera se corresponde con una fase de enfriamiento. Esta teoría, ampliada por Lockyer cuatro años más tarde, complicaba el modelo simple de enfriamiento, por lo que no fue extensamente aceptada.

Entrado ya el siglo XX aparecieron algunas pruebas que apoyaban el modelo de Lockyer (y Ritter). Russell, en 1913, extrajo ciertas conclusiones de las observaciones que había llevado a cabo junto a Hertzsprung sobre una gran cantidad de estrellas, creando el diagrama más famoso de la astronomía, el diagrama H-R: solo existían dos tipos fundamentales de estrellas, gigantes y enanas. Basándose en el trabajo de Lockyer, Russell propuso que las gigantes eran estrellas jóvenes en contracción que evolucionan a partir de un estado gaseoso difuso. A lo largo de su vida, la densidad llegaría a tal punto que se convertirían en líquidas, pasando a una fase enana de enfriamiento.

Pero esta teoría estaba basada en una evidencia observacional débil y pronto se descubrirían sus flaquezas. En aquel tiempo existía una discrepancia fuerte entre la edad del Sol determinada por contracción y la derivada de los estudios sobre las edades geológicas. Eddington se empeñó en resolver este problema. Para empezar, realizó una serie de modelos teniendo en cuenta la radiación en el transporte de energía (hasta ahora solo se había considerado la convección para modelar este transporte, análoga a la que se produce en la ebullición del agua) y en 1917 demostró que las estrellas enanas no tenían por qué ser líquidas.

El paso más importante lo dio dos años después, utilizando unas observaciones sobre un tipo de estrellas cuyo estudio estaba destinado a hacer germinar un campo propio dentro de la astrofísica. Se trataba de las cefeidas, cuya luz variaba con el tiempo y que se conocían como estrellas variables. Del estudio de estas estrellas ya había obtenido información importante Henrietta Leavitt al descubrir, en 1912, una relación entre su periodo de variación y su luminosidad intrínseca, esto es, la que mediríamos si estuviésemos en la misma superficie de la estrella. Esta relación era muy importante porque demostraba que la variación de la luz en estas estrellas era debida a procesos propios y no a efectos externos, como los producidos por un eclipse. Así, la variación de la luz se suponía provocada por variaciones en su radio, como si el propio objeto “latiera”.

Eddington comparó observaciones recientes con las realizadas un siglo antes y demostró que las cefeidas no se contraían con la tasa requerida para explicar su luminosidad. Escribió: “si la energía de la estrella se deriva solamente de la contracción, el cambio del periodo debido al aumento de la densidad debe ser fácilmente mensurable. Puesto que el cambio observado es demasiado pequeño, parece que la estrella debe tener otra fuente de energía”.

Ante esta prueba no había refutación posible, por lo que Russell, ese mismo año, elaboró una lista con las características que debía tener toda fuente de energía que se considerase candidata como combustible estelar: la energía debe liberarse en el núcleo de la estrella y su fuente debe depender fuertemente de la temperatura.

Energía nuclear y modelos estelares

El descubrimiento que llevaría a la identificación de la energía de las estrellas se publicó algunos años antes. Albert Einstein proponía en 1905 que la materia era capaz de transformarse en energía siguiendo la tan famosa (actualmente) relación E=mc2. Es decir, acababa de descubrir que tanto materia como energía son dos caras de una misma propiedad.

Las pistas que motivaron la idea de que el hidrógeno era el combustible estelar fueron el resultado de dos trabajos que se publicaron en los años veinte: Aston observó que la masa del helio (que tiene dos protones y dos neutrones en su núcleo) es algo menor que la masa de cuatro núcleos de hidrógeno. Es decir, si se pudiese formar un átomo de helio a partir de la fusión de cuatro núcleos de hidrógeno, la diferencia de masa entre ambos se convertiría en energía siguiendo la relación de Einstein. La segunda pista fue aportada por la investigadora Cecilia Payne-Gaposchkin, discípula de Shapley y Eddington, que demostró, cinco años más tarde de la observación de Aston, que el Sol está principalmente compuesto de hidrógeno. Nuestra estrella poseía, de este modo, combustible de sobra para que se produjese la fusión.

Las piezas del rompecabezas estaban sobre la mesa, si bien había algunos detalles que no se podían explicar. El principal era cómo pueden los átomos superar la repulsión de Coulomb, debida a la carga eléctrica de los protones, para acercarse lo suficiente y fusionarse. Aún así Eddington, en 1926, propuso que el hidrógeno era el candidato más adecuado para ser el buscado combustible. Con ello además se quitaba la espinita de resolver la diferencia entre las distintas edades propuestas para nuestro Sol: el hidrógeno permitiría que tuviese una vida de hasta cien mil millones de años, más que de sobra para abarcar las eras geológicas.

George Gamow, inquieto científico que se involucró en numerosas áreas de la física, tenía las respuestas a los molestos inconvenientes que Eddington no pudo superar. En 1928 descubrió una manera para que los átomos rompieran la repulsión de Coulomb a través del efecto túnel. Esta teoría postulaba que había una probabilidad no nula de que un átomo, al ser lanzado contra otro, rompiera la barrera impuesta por las fuerzas eléctricas. Así, si un número grande de átomos se lanzasen entre sí con velocidad suficiente, una pequeña parte de ellos podrían chocar para fusionarse.

A partir de este resultado encontró dos importantes consecuencias. La primera fue la posibilidad de la generación de los primeros elementos en el universo durante sus primeras etapas, justo después del Big Bang (lo que se conoce como nucleosíntesis estelar) y la segunda fue la elaboración de los primeros modelos simplificados de estrellas. Estos eran modelos de toda la estructura interna, similares a los que usamos hoy en día, independientes para cada estadio evolutivo y calculados de manera manual, esto es, sin computadoras; corría el año 1938. Hasta 1955, con los trabajos de Henyey y colaboradores, no se utilizarían calculadoras numéricas. Los modelos anteriores habían permitido describir adecuadamente el interior de las estrellas, pero no su evolución. Los nuevos modelos de Henyey permitían obtener una visión de la evolución. Así, en 1959, este autor y sus colaboradores ya estaban en disposición de calcular modelos que evolucionaban a partir de perturbaciones de otro estado anterior: empezó el cálculo de las primeras secuencias evolutivas completas.

Después de todo, hemos sido capaces de entender lo que ocurre en el interior de las estrellas y de reconstruir su evolución sin necesidad de acernarnos a ellas. Afortunadamente, hasta los mejores filósofos y científicos pueden equivocarse en sus predicciones.

El futuro: pulsaciones estelares

Quedan muchas cuestiones por dilucidar, como el estado evolutivo escasamente comprendido de las estrellas poco masivas (del tamaño del Sol) cuando agotan el hidrógeno del núcleo, qué ocurre cuando una estrella pierde masa a lo largo de su vida, cómo afectan la rotación o el campo magnético o qué determina la masa de una estrella que se está formando. ¿Cuál es el camino que están tomando las investigaciones para resolver estos puntos? El futuro para resolver muchas de estas incógnitas se encuentra en el análisis de la variación de la luz de las estrellas, tanto descompuesta en su espectro como sin descomponer. Eddington, en 1919, fue el primero en utilizar esta propiedad que se ha observado en gran número de objetos para demostrar que la teoría de la contracción no era válida. Me estoy refiriendo al descubrimiento de que la mayoría de las estrellas pulsan y eso provoca variaciones en su brillo (aparte de la pulsación, existen otros fenómenos que producen una variación en el brillo que nos llega de la estrella).

Aunque las pulsaciones estelares ya se habían explicado grosso modo a principios del siglo XX, fue el descubrimiento de las pulsaciones de cinco minutos del Sol (Legihton, 1962) lo que impulsó la creación de una nueva rama de la astrofísica, capaz de darnos información directa del interior de las estrellas: la astrosismología. El efecto es el mismo que ocurre en la Tierra con los terremotos. Los movimientos de tierra dependen de la composición y distribución de las capas por las que se propagan. De este modo, estudiando la onda y sus reflexiones, los geólogos obtienen un mapa del interior de nuestro planeta. En otras palabras, si alguien quisiera saber de qué material está compuesto un objeto, le bastaría con darle unos golpecitos para que el sonido que provocase le diera indicios sobre sus características.

Siguiendo este razonamiento, la astrosismología se ha desarrollado en los últimos años y ha dado resultados tan importantes como el perfil de la velocidad del sonido en el interior del Sol (Christensen-Dalsgaard y colaboradores en 1985). Esto no se puede conseguir aún con otras estrellas debido a la distancia, pero el lanzamiento reciente de algunos satélites dedicados a este tipo de estudios, como CoRoT o Kepler, están acercándonos a estos resultados.

El futuro próximo se presenta excitante. Cada vez estamos más cerca de mirar “directamente” dentro de las estrellas y, para ello, solo tenemos que usar lo que siempre ha maravillado al hombre de ellas: su luz.

Antonio García Hernández | Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)

0 comentarios:

Publicar un comentario

Twitter Delicious Facebook Digg Stumbleupon Favorites More