PAN DE AZÚCAR CIUDAD CULTURAL Prof. Alberto Vaccaro La Ciudad, su entorno, su vida.

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O-AZUL- 25.000°K/40.000°K Fuertes líneas de helio ionizado y metales altamente ionizados. También presentan líneas débiles de hidrógeno.

B- AZUL- 11.000°K/25.000°K. marcadas líneas de helio neutro (mayor intensidad en B2 y casi nulas en B9). Aumenta la intensidad de las líneas de hidrógeno entre B7 y B9. Rigel y Vega son de este tipo.

A- AZUL/BLANCO. 7.500°K/11.000°K. Fuertes líneas de hidrógeno, calcio ionizado y otros elementos ionizados. Débiles líneas de helio. Pertenecen a este grupo: Sirio, Vega y Deneb.

F- BLANCO. 6.000°K/7.500°K. Las líneas de hidrógeno, que ya bajaban en A, siguen perdiendo intensidad. Aumentan las del calcio ionizado y metales neutros. Canopus, Procyón y Polaris son ejemplos de este grupo.

G- BLANCO/AMARILLO. 5.000°K/6.000°K. importante cantidad de líneas fuertes de calcio ionizado y otros metales neutros ionizados. Son más débiles las líneas del hidrógeno. Pertenecen a este grupo Sol y Capella.

K- NARANJA/ROJO. 3.500°K/5.000°K. Líneas fuertes de metales neutros. Máxima intensidad para líneas H y K del calcio. Arturo y Aldebarán son de este tipo espectral.

M- ROJO. Inferiores a 3.500°K. Numerosas líneas fuertes de metales neutros. Bandas moleculares de óxido de titanio. Antares y Betelgeuse son dos ejemplos de este grupo.

(Fuentes: "Guía de Campo de las estrellas y los planetas" de Menzel y Pasachoff, y "Las Estrellas" de G. Vicino.)

Según vimos líneas atrás, las estrellas más calientes, azules, brillan más, y las menos calientes, rojas, tienen un brillo sensiblemente inferior. Si ubicamos un número grande de estrellas al azar, en una gráfica que las relacione por luminosidad o Magnitud Absoluta (M) y por tipo espectral o temperatura, es lógico que aparezcan en una diagonal de arriba a la izquierda, abajo a la derecha.

Como se puede ver, la mayoría de las estrellas se agrupa en la zona prevista, aunque algo sinuosa. Esas estrellas cumplen con el principio a mayor temperatura, mayor brillo. Nótese que en el diagrama, las estrellas más brillantes ocupan la parte alta, y las muy calientes la parte izquierda. Entonces arriba a la izquierda, calientes y muy luminosas; abajo a la derecha frías y poco brillantes.

No obstante, aparecen dos grupos a primera vista “extraños”. En una zona comprendida entre (A, +15) y (A, +10) aparecen estrellas de temperatura alta, pero de poco brillo, y arriba a la derecha, contrariamente, estrellas relativamente frías pero de gran luminosidad.

El primer grupo corresponde a estrellas pequeñas, que aunque emiten mucha luz por centímetro cuadrado, es tan escasa la superficie radiante que el brillo total es pobre. Son las enanas blancas.

El grupo del ángulo superior derecho corresponde a estrellas gigantes, que aunque emiten escasa luz por centímetro cuadrado, la gran superficie hace que el brillo total sea muy importante.

El diagrama H-R, así se le llama, por Herzsprung y Russell (por sus creadores) sirve al astrónomo para calcular el diámetro de las estrellas. Tiene además otras utilidades que veremos más adelante.

Veamos ahora como se clasifica a las estrellas por sus tamaños:

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ENERGÍA DEL SOL Y LAS ESTRELLAS

¿Son las estrellas “bolas de fuego”? La respuesta no es tan simple. Es fantástico saber que los astrónomos, aún recibiendo sólo un débil rayo de luz desde aquellos lejanos “soles” han podido investigar (con gran ingenio) datos como diámetro, masa, temperatura, edad, constitución química, distancia, movimientos, densidad... como si los tuviera al alcance de la mano.

Las estrellas son esféricas, por lo que lo de “bola” le queda bien. Pero no hay fuego en ellas. El fuego es el resultado (calor y luz) de una combustión. La combustión necesita un combustible y un comburente (oxígeno). Si el Sol o cualquier estrella tuviera el necesario equilibrio entre combustible y comburente, la combustión sería un proceso muy veloz que no les permitiría su gran longevidad.

En el interior de las estrellas se genera gran cantidad de energía, pero sin fuego. Es preciso entender en qué condiciones está la materia en esos enormes astros. Tomemos como referencia al Sol, y todo lo que en él estudiemos, podrá aplicarse a las demás estrellas.

El Sol, cuyo diámetro es 109 veces mayor que la Tierra (el volumen 1.306.000 veces el de la Tierra) y una masa casi 330.000 veces mayor. La densidad es una cuarta parte de la terrestre, porque las estrellas son gaseosas.

La gran masa del Sol genera una presión gravitatoria que “empuja” a los gases hacia el centro de la esfera. El gas, al comprimirse, genera una presión en sentido contrario que equilibra a la primera. La densidad es mucho mayor a medida que nos acercamos al centro, y la presión también. No debe extrañar entonces que el núcleo solar los gases se comporten de una forma para nosotros extraña. Como con la presión aumenta la temperatura, sabemos que el interior del Sol está muy caliente y que la temperatura en un gas no es otra cosa que la velocidad con que se mueven las partículas. En esas condiciones los átomos no son estables... el interior del sol está poblado por núcleos atómicos, especialmente de hidrógeno (H), que por su simplicidad, es el elemento más abundante de todo el Universo. (Un átomo de H se forma con un protón y un electrón; un núcleo de H es sólo un protón).

A esas grandes velocidades (equivalentes a una temperatura de 15 millones de grados) y con la explicación dada por el “Efecto Túnel” (G. Gamow – 1928) puede entenderse que, pese a la repulsión electrostática o barrera de potencial de los protones, con carga positiva (partículas de igual signo se repelen) eventualmente los núcleos de hidrógeno chocan y se fusionan. Ya sea mediante la reacción protón-protón, en la cual los hidrógenos simplemente se fusionan entre sí, o mediante el ciclo del carbono, que incluye la participación de otros elementos (como carbono) en el rol de catalizadores, cuatro núcleos de H se convierten en un núcleo de helio (He).

Esta conversión de un elemento químico en otro fue soñada por los alquimistas, en su búsqueda de “oro de laboratorio”. Hoy sabemos que la única diferencia entre un elemento químico y otro es la composición del átomo, a partir de las mismas partículas subatómicas pero en distintas cantidades y proporciones. Crear oro necesitaría una energía sólo concebible en las “Super Novas” (estrellas que explotan), pero el helio se “fabrica” en el Sol a partir de 4 núcleos de hidrógeno.

El asunto es que la suma de la masa invertida es mayor que la masa resultante. Un hidrógeno tiene una masa de 1,0076 UMA (Unidad de Masa Atómica). Si multiplicamos 1,0076 por 4, obtenemos 4,0304. Sin embargo, la masa de un helio es 4,0026 UMA. Es evidente que hubo una pérdida de masa (0,0278 UMA).

¿Qué pasó con esa masa? En l905 apareció la Teoría de la Relatividad (Albert Einstein), según la cual E=m.c^2. E es energía en ergios, m masa en gramos y c velocidad de la luz en cm/seg.

Quiere decir que la masa puede transformarse en energía. Una pequeña cantidad de materia desaparece y se convierte en poderosa energía. El fenómeno de la energía nuclear se divide en dos: fusión, y fisión. La Fisión se obtiene con la degradación de elementos pesados y radiactivos que se dividen en elementos más livianos, y se emplea en explosivos nucleares y motores de naves o de plantas generadoras de energía eléctrica (generalmente se usa el uranio 235 o el plutonio). La fusión es la transformación de núcleos livianos (que chocan y se unen) en núcleos de mayor peso, con pérdida de masa que se transforma en energía. Se emplea en la bomba de hidrógeno (bomba H) y se hacen esfuerzos por lograr motores de funcionamiento continuo, ya que produce menos residuos radiactivos.

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LAS ESTRELLAS TAMBIÉN MUEREN

La aseveración es muy difícil de constatar personalmente. Aunque pasemos nuestra vida observando noche a noche las mismas estrellas, probablemente no notaremos cambio alguno en ellas. La evolución de las estrellas es muy lenta, se mide en miles de millones de años, y salvo la gran coincidencia de observar la explosión de una “Super Nova”, los puntitos luminosos de nuestro cielo parecerán permanentes, invariables.

El estudio de la evolución estelar se hace a partir de la observación de estrellas en diferentes etapas, enlazadas con un criterio lógico. Existen elementos que nos permiten comparar la edad de las estrellas, ordenarlas en una secuencia que incluye sus cambios, y establecer así todo un ciclo desde su “nacimiento” hasta su “muerte”.

Se sabe así que las estrellas nacen de una nebulosa (enorme volumen de gas) que se contrae por efecto de la gravedad. No está bien aclarado en todos los casos que fenómeno motivó que la nebulosa cayera sobre sí misma para transformarse toda, o parte de ella, en una esfera comprimida.

Una vez que la nebulosa inicia su contracción, se forma una esfera de gran diámetro (tal vez 1 Año-Luz) todavía muy poco densa, llamada “glóbulo de Bok”. Dentro de esa esfera, los gases se comprimen más y más hasta que se los permite la fuerza de presión generada en su interior por la temperatura (movimiento) de las partículas. Próximo a un equilibrio entre la gravedad y la presión interior, el objeto es considerado una “protoestrella”.

No todos los “proyectos estelares” cristalizan. Muchas veces la masa es muy pequeña y permanecen indefinidamente como “casi-estrella”, categoría en la que suele colocarse al planeta Júpiter. Otras veces, la masa demasiado grande, no permite la estabilidad requerida.

Cuando la presión y la temperatura generada en el núcleo de la protoestrella desencadenan la “fusión nuclear”, el objeto puede considerarse estrella. La radiación energética generada por el núcleo puede tardar millones de años en llegar a la fotosfera. Primero se emitirán ondas de radio, después infrarrojo, y por fin radiaciones visibles. En ese momento el astrónomo podrá calificar a la estrella como tal. Observatorios infrarrojos en órbita terrestre, han captado ya emisores en esa longitud de onda, dentro de nebulosas.

En esta primera etapa, la estrella integra la secuencia principal del diagrama H-R. De aquí en más, en equilibrio, transcurre su tiempo transformando hidrógeno en helio (fusión nuclear) con pérdida de masa que va transformándose en energía conforme a la ecuación E= m.c² (proceso explicado anteriormente en el artículo sobre la energía del Sol y las estrellas) Su permanencia en la secuencia principal dependerá de la masa inicial. Las estrellas de mayor masa realizan reacciones nucleares con mayor “voracidad” y agotarán antes su reserva de hidrógeno, mientras que las de masa menor transitarán la evolución muy lentamente. El Sol tiene una edad estimada de cinco mil millones de años, y transcurrirá probablemente otro tanto hasta que agote el hidrógeno de su interior.

De aquí en adelante nos referiremos a la evolución de una estrella con masa no superior al doble de la masa del Sol.

Entre cinco y siete mil millones de años más adelante, el Sol carecerá de hidrógeno para fusionar en helio. Al menguar la presión interior, la gravedad someterá a la estrella comprimiéndola más y más. En esas condiciones de presión y temperatura, los núcleos de helio comenzarán a fusionarse en núcleos de carbono. Este segundo tipo de fusión nuclear (reacción triple Alfa) produce mayor energía que el primero, lo que empuja las capas exteriores hacia fuera. Con una envoltura grande y fría, se transformará en gigante roja. Como la gravedad “superficial” de cualquier estrella o planeta está en proporción inversa al cuadrado del radio, el enorme Sol ejercerá tenue atracción sobre los gases exteriores que probablemente se alejarán, formando una nebulosa planetaria. Mientras esa esfera de gas “expulsado” sigue enfriándose y alejándose, quedará al descubierto un núcleo brillante y pequeño: una “enana blanca”. Al ser tan pequeña (posiblemente no más grande que la Tierra) la estrella se verá a la distancia muy pálida.

En el caso del Sol, ese será posiblemente el final. Si nos fijamos en la evolución de una estrella binaria, al llegar a esta etapa, la de mayor masa, que envejece más rápido, es enana blanca y su compañera aún no. Podría pasar entonces que la enana blanca “succionara” gravitacionalmente masa a la otra componente del sistema. Cuando esa materia colisiona con la superficie de la estrella, puede producir fusión nuclear en un fenómeno tan luminoso que la enana blanca, casi invisible, puede verse en el cielo muy brillante. El transitorio fenómeno se conoce como “estrella nova” ya que en algún momento se pensó en recién nacidas, estrellas nuevas.

En las estrellas de gran masa, superior a dos veces la masa solar, luego de ingresar en la etapa de gigante puede seguir dilatándose hasta convertirse en supergigante. Allí puede producirse una gran explosión que devaste casi completamente a la estrella, convertida en polvo residual... una nebulosa de elementos pesados.

El fenómeno de la explosión produce un brillo superlativo conocido como supernova. Tan brillante puede llegar a ser, que compita con su galaxia. En 1987, observadores de Uruguay pudimos ver una impresionante supernova en la “Nube Mayor de Magallanes”. Fue sobre el comienzo de las clases de ese año, por lo que mis alumnos y yo tuvimos ocasión de disfrutar el espectáculo que en realidad ocurrió hace más de 170.000 años, pero llegó en diferido tras recorrer la luz una distancia mayor a 170.000 A.L..

En la explosión de una supernova, se produce energía suficiente para fusionar núcleos pesados y crear elementos de peso atómico superior al hierro. Es, por lo que se sabe, la única oportunidad para esos elementos, ya que en las etapas regulares de la estrella sólo se llega al hierro. Es asombroso pensar que el oro de nuestros anillos, la plata de una cadenita, y numerosos elementos presentes en el cuerpo humano, tuvieron su origen en la explosión de una supernova que posiblemente desencadenó la contracción de una nebulosa y el nacimiento del Sistema Solar.

Tras la supernova, parte de la estrella puede sobrevivir. En ese caso su centro se comprimiría en extremo y colapsaría hasta convertirse en una esfera muy pequeña. Imaginemos la masa del Sol en menos de 20 kilómetros de diámetro. Con su materia convertida toda en neutrones o en quarks (partículas constitutivas de los neutrones), es una estrella de neutrones. Escasos de tamaño y de brillo, estos objetos difícilmente pueden verse, aunque emiten ondas de radio fuertes que sí suelen captarse. Las estrellas de neutrones rotan velozmente, por la “conservación del momento angular” (al reducir su diámetro, la velocidad lineal de sus partículas más externas tiende a mantenerse, ahora más cerca del centro, lo que se traduce en mayor velocidad angular). Se estima que en promedio giran a razón de una revolución por segundo. Desde la Tierra se perciben “pulsos” de radioondas, lo que motivó otro nombre para estas estrellas: púlsar.

En algunos casos, la estrella de neutrones es binaria, y al ocurrirle lo mismo que a las enanas blancas “novas”, emiten rayos X que pueden captarse desde telescopios especiales para esas radiaciones, en observatorios orbitales.

Si la masa supera las 4 masas solares, el colapso gravitatorio continúa empequeñeciendo a la estrella indefinidamente. Como fue dicho, la gravedad superficial está en proporción inversa al cuadrado del radio. Si una esfera mantiene su masa y reduce su radio a la mitad, aumentará su gravedad superficial cuatro veces. Si el radio se divide por 100, la gravedad aumentará 10.000 veces. Es comprensible entonces que con 4 masas solares y pocos kilómetros de diámetro, la estrella será capaz de atrapar su propia luz. Pequeña y oscura, se ha transformado en un agujero negro. Los agujeros negros no son entonces otra cosa que estrellas viejas, extraordinariamente densas (se desconoce exactamente el estado de la materia en colapso gravitacional) invisibles, detectables como campos gravitatorios o en el caso de estrellas dobles, por emisiones de rayos X.

¿Hasta qué límite se colapsa la materia? La estrella puede adquirir el tamaño de una pelota de fútbol, o una de ping-pong, o el diámetro de la cabeza de un alfiler... o infinitamente pequeño. Pero existe otro tipo de agujero negro de tamaño gigante, de miles de millones de kilómetros de diámetro, con una masa equivalente a la de mil millones de estrellas. (ver Quásars)

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