:::Astronomía: La Ciencia de Todos II:::

Preguntas de Ciencia
Isaac Asimov


¿Qué temperatura puede alcanzar una estrella?


Depende de la estrella y de qué parte de la estrella consideremos. Más del 99% de las estrellas que podemos detectar pertenecen, como nuestro Sol, a una clasificación llamada "secuencia principal", y al hablar de la temperatura de una estrella queremos decir, por lo general, la temperatura de su superficie. Empecemos por aquí.




Toda estrella tiene una tendencia a "colapsar" (derrumbarse hacia el interior) bajo su propia atracción gravitatoria, pero a medida que lo hace aumenta la temperatura en su interior. Y al calentarse el interior, la estrella tiende a expandirse. Al final se establece el equilibrio y la estrella alcanza un cierto tamaño fijo. Cuanto mayor es la masa de la estrella, mayor tiene que ser la temperatura interna para contrarrestar esa tendencia al colapso; y mayor también, por consiguiente, la temperatura superficial.

El Sol, que es una estrella de tamaño medio, tiene una temperatura superficial de 6.000º C. Las estrellas de masa inferior tienen temperaturas superficiales más bajas, algunas de sólo 2.500ºC.

Las estrellas de masa superior tienen temperaturas más altas: 10.000 ºC, 20.000 ºC y más. Las estrellas de mayor masa, y por tanto las más calientes y más brillantes, tienen una temperatura superficial constante de 50.000 ºC como mínimo, y quizá más. Nos atreveríamos a decir que la temperatura superficial constante más alta posible de una estrella de la secuencia principal es 80.000 ºC.



¿Por qué no más? ¿Y si consideramos estrellas de masa cada vez mayor? Aquí hay que parar el carro. Si una estrella ordinaria adquiere una masa tal que su temperatura superficial supera los 80.000 ºC, las altísimas temperaturas del interior producirán una explosión. En momentos determinados es posible que se alcancen temperaturas superiores, pero una vez pasada la explosión quedará atrás una estrella más pequeña y más fría que antes.

La superficie, sin embargo, no es la parte más caliente de una estrella. El calor de la superficie se transmite hacia afuera, a la delgada atmósfera (o "corona" ) que rodea a la estrella. La cantidad total de calor no es mucha, pero como los átomos son muy escasos en la corona (comparados con los que hay en la estrella misma), cada uno de ellos recibe una cuantiosa ración. Lo que mide la temperatura es la energía térmica por átomo, y por esa razón la corona solar tiene una temperatura de 1.000.000 ºC aproximadamente.





También el interior de una estrella es mucho más caliente que la superficie. Y tiene que ser así porque sino, no podría aguantar las capas exteriores de la estrella contra la enorme atracción centrípeta de la gravedad. La temperatura del núcleo interior del Sol viene a ser de unos 15.000.000 ºC.

Una estrella de masa mayor que la del Sol tendrá naturalmente una temperatura nuclear y una temperatura superficial más altas. Por otro lado, para una masa dada las estrellas tienden a hacerse más calientes en su núcleo interior a medida que envejecen. Algunos astrónomos han intentado calcular la temperatura que puede alcanzar el núcleo interior antes que la estrella se desintegre. Una de las estimaciones que yo conozco da una temperatura máxima de 6.000.000.000 ºC.

¿Y qué ocurre con los objetos que no se hallan en la secuencia principal? En particular, ¿qué decir acerca de los objetos descubiertos recientemente, en los años sesenta? Tenemos los pulsares, que según se cree son "estrellas de neutrones" increíblemente densas, con toda la masa de una estrella ordinaria empaquetada en una esfera de un par de decenas de kilómetros de diámetro. La temperatura de su interior ¿no podría sobrepasar ese "máximo" de los seis mil millones de grados? Y también están los quasares, que según algunos son un millón de estrellas ordinarias, o más, colapsadas todas en una ¿Qué decir de la temperatura de su núcleo interior?

Hasta ahora nadie lo sabe.

¿Hasta dónde puede llegar el proceso de fusión dentro de una estrella?

Cuando un número determinado de protones y neutrones se juntan para formar un núcleo atómico, la combinación resultante es más estable y contiene menos masa que esos mismos protones y neutrones por separado. Al formarse la combinación, el exceso de masa se convierte en energía y se dispersa por radiación.



Mil toneladas de hidrógeno, cuyos núcleos están constituidos por un solo protón, se convierten en 993 toneladas de helio, cuyos núcleos constan de dos protones y dos neutrones. Las siete toneladas restantes de masa se emiten en forma de energía.

Las estrellas como nuestro Sol radian energía formada de esta manera. El Sol convierte unas 654.600.000 toneladas de hidrógeno en algo menos de 650.000.000 toneladas de helio por segundo. Pierde por tanto 4.600.000 toneladas de masa cada segundo. Pero incluso a este ritmo tan tremendo, el Sol contiene suficiente hidrógeno para mantenerse todavía activo durante miles de millones de años.

Ahora bien, llegará el día en que las reservas de hidrógeno del Sol lleguen a agotarse. ¿Significa eso que el proceso de fusión se parará y que el Sol se enfriará?

No del todo. Los núcleos de helio no representan el empaquetamiento más económico de los protones y neutrones. Los núcleos de helio se pueden fusionar en núcleos aún más complicados, tan complicados como los del hierro. De este modo se seguirá emitiendo energía.

Pero tampoco mucha más. Las 1.000 toneladas de hidrógeno que, según hemos dicho, se fusionan en 993 toneladas de helio se pueden fusionar luego en 991,5 toneladas de hierro. Al pasar de hidrógeno a helio se convierten en energía siete toneladas de masa, pero sólo una y media al pasar de helio a hierro.





Y al llegar al hierro entramos en una vía muerta. Los protones y neutrones del núcleo de hierro están empaquetados con una estabilidad máxima. Cualquier cambio que se produzca en el hierro, ya sea en la dirección de átomos más simples o de átomos más complejos, no emite energía sino que la absorbe.

Podemos decir por tanto que cuando la estrella alcanza la fase del helio ha emitido ya unas cuatro quintas partes de toda la energía de fusión disponible; al pasar al hierro, emite la quinta parte restante y allí se acaba la historia.

Pero ¿qué sucede después?

Al pasar a la etapa de fusión posterior al helio el núcleo de la estrella se torna mucho más caliente. Según una teoría, al llegar a la etapa del hierro se vuelve lo bastante caliente como para iniciar reacciones nucleares que producen cantidades enormes de neutrinos. El material estelar no absorbe los neutrinos: tan pronto como se forman salen disparados a la velocidad de la luz, llevándose energía consigo. El núcleo de la estrella pierde energía, se enfría de forma bastante brusca y la estrella se convierte por colapso en una enana blanca.

En el curso de este colapso, las capas exteriores, que aún poseen átomos menos complicados que los de hierro, se fusionan todos a un tiempo, explotando en una "nova". La energía resultante forma átomos más complicados que los de hierro, incluso de uranio y más complejos aún.




Los restos de tales novas, que contienen átomos pesados, se mezclan con el gas interestelar. Las estrellas formadas a partir de ese gas, llamadas "estrellas de la segunda generación", contienen pequeñas cantidades de átomos pesados que jamás podrían haber conseguido a través del proceso de fusión ordinario. El Sol es una estrella de la segunda generación. Y por eso, hay oro y uranio en la Tierra.

¿Qué ocurre con toda la energía emitida por las estrellas?


Las estrellas emiten energía de tres diferentes maneras:

En forma de fotones de radiación electromagnética carentes de masa, desde los rayos gamma más energéticos a las ondas radioeléctricas menos energéticas (incluso la materia fría radia fotones; cuanto más fría es la materia, tanto más débiles son los fotones). La luz visible es parte de esta clase de radiación.

En forma de otras partículas sin masa, como son los neutrinos y los gravitones.

En forma de partículas cargadas de alta energía, principalmente protones, pero también cantidades menores de diversos núcleos atómicos y otras clases de partículas. Son los rayos cósmicos.




Todas estas partículas emitidas, fotones, neutrinos, gravitones, protones, etc. son estables mientras se hallen aisladas en el espacio. Pueden viajar miles de millones de años sin sufrir ningún cambio, al menos por lo que sabemos.

Así pues, todas estas partículas radiadas sobreviven hasta el momento (por muy lejano que sea) en que chocan contra alguna forma de materia que las absorbe. En el caso de los fotones sirve casi cualquier clase de materia. Los protones energéticos son ya más difíciles de parar y absorber, y mucho más difíciles aún los neutrinos. En cuanto a los gravitones, poco es lo que se sabe hasta ahora.

Supongamos ahora que el universo sólo consistiese en estrellas colocadas en una configuración invariable. Cualquier partícula emitida por una estrella viajaría por el espacio hasta chocar contra algo (otra estrella) y ser absorbida. Las partículas viajarían de una estrella a otra y, a fin de cuentas, cada una de ellas recuperaría toda la energía que había radiado. Parece entonces que el universo debería continuar inmutable para siempre.

El hecho que no sea así es consecuencia de tres cosas:

El universo no consta sólo de estrellas sino que contiene una cantidad importante de materia fría, desde grandes planetas hasta polvo interestelar. Cuando esta materia fría frena a una partícula, la absorbe y emite a cambio partículas menos energéticas. Lo cual significa que en definitiva la temperatura de la materia fría aumenta con el tiempo, mientras que el contenido energético de las estrellas disminuye.

Algunas de las partículas (neutrinos y gravitones, por ejemplo) emitidas por las estrellas y también por otras formas de materia tienen una tendencia tan pequeña a ser absorbidas por éstas que desde que existe el universo sólo han sido absorbidas un porcentaje diminuto de ellas. Lo cual equivale a decir que la fracción de la energía total de las estrellas que pulula por el espacio es cada vez mayor y que el contenido energético de las estrellas disminuye.





El universo está en expansión. Cada año es mayor el espacio entre las galaxias, de modo que incluso partículas absorbibles, como los protones y los fotones, pueden viajar por término medio distancias mayores antes de chocar contra la materia y ser absorbidas. Esta es otra razón que cada año sea menor la energía absorbida por las estrellas en comparación con la emitida, porque hace falta una cantidad extra de energía para llenar ese espacio adicional, producido por la expansión, con partículas energéticas y hasta entonces no absorbidas. Esta última razón es suficiente por sí misma. Mientras el universo siga en expansión, continuará enfriándose.

Naturalmente, cuando el universo comience a contraerse de nuevo, suponiendo que lo haga, la situación será la inversa y empezará a calentarse otra vez.