De la observación al conocimiento, han pasado muchas horas y noches bajo la bóveda celeste. Un cielo estrellado esconde más allá de su fascinación, un cúmulo de conocimientos que dan cuenta del origen del Universo…



Emilio León

Todos hemos alzado la vista al cielo nocturno y admirado los diversos puntos brillantes en el firmamento por lo menos una vez en la vida. No somos los únicos que han sentido fascinación por las luces en el cielo, nuestros ancestros solían pasarse la vida mirándolas, aprendiendo de ellas cuándo serían los cambios de las estaciones, los ciclos de las lluvias e incluso aprendieron a usarlas como un mapa eterno y al alcance de todos. Sin embargo, no fue hasta miles de años después cuando aprendimos que esas estrellas son en realidad soles que se encuentran a distancias que nuestro cerebro no puede comprender, de ahí que se vean tan diminutas. En realidad, es mejor decir que el sol es una estrella, una que se encuentra a sólo 150 millones de kilómetros aproximadamente (o 1 unidad astronómica), radiando una inmensa energía que nos mantiene con vida a ti, a mí y al resto de los seres vivos en este planeta, pero, ¿cómo ocurre esto? ¿Y qué es realmente una estrella?

En esencia, una estrella es un reactor nuclear de proporciones astronómicas. Es una bola gigantesca, principalmente de Hidrógeno y Helio, que produce inmensas cantidades de energía en su núcleo. Son los bloques de construcción de las galaxias y astrónomos estiman que sólo en nuestra Vía Láctea se encuentran 300 mil millones de ellas.

Su historia comienza dentro de nebulosas, que son nubes enormes de polvo (miles de veces más grandes que el sistema solar), donde el elemento que predomina es el Hidrógeno. Allí la misma gravedad del polvo cósmico crea pequeñas concentraciones de éste mismo, que a su vez atrae más polvo con su nueva gravedad más intensa y así el proceso se repite por miles de años. Estas masas de gas colapsando sobre su propio peso se conocen como protoestrellas, y representan la fase naciente de las estrellas.

Eventualmente, la protoestrella se hace más y más pequeña, lo que aumenta la velocidad de su giro. Esto hace que su presión aumente y, por lo tanto, se generen temperaturas más altas. Durante este período la estrella entra en una fase relativamente corta llamada T Tauri.

Después de millones de años, el núcleo llega a los 15 millones de grados Celsius. En este punto, la temperatura es tan alta que los átomos de Hidrógeno en el núcleo comienzan a fusionarse en elementos más pesados, como el Helio. La fusión nuclear es una forma excelente de generación de energía ya que convierte pequeñas cantidades de materia (átomos) en cantidades extraordinarias de energía: 1 gramo de materia convertido totalmente en energía equivale a la explosión de unas 22,000 toneladas de TNT.

La fusión en el núcleo da inicio a la siguiente y más larga fase de la vida de la estrella, conocida como la secuencia principal. Aquí comienza una batalla incesable entre la gravedad de la estrella, que empuja hacia adentro, y la energía nuclear, que empuja hacia afuera. El equilibrio de estas dos fuerzas es lo que permite que la estrella sea estable y pueda existir por mucho tiempo. La mayoría de las estrellas en nuestra galaxia, incluyendo nuestro sol, se encuentran dentro de la secuencia principal.

Las estrellas pasan el 90 por ciento de sus vidas en esta fase, la cual precede la fase final de la existencia de estas gigantes bolas de plasma. Traicionando el sentido común, entre más grande sea la estrella, más corto es su tiempo de vida. Esto se debe a que su núcleo es mucho más caliente y, por lo tanto, quema su combustible de elementos ligeros más rápidamente. De 4.6 mil millones de años de edad, nuestro Sol es una estrella enana amarilla promedio, y se espera que siga en su fase de secuencia principal por otros miles de millones de años.

Finalmente, cuando la mayor parte del Hidrógeno es convertido en Helio, éste último se hunde al núcleo y la temperatura aumenta, causando que las capas exteriores de la estrella se expandan. Así nacen las gigantes rojas. Aquí las estrellas tienen tres caminos posibles, dependiendo de qué tan masivas son.

Si la estrella es poco masiva entonces ésta termina expulsando sus capas exteriores, resultando así un pequeño y denso cuerpo llamado “enana blanca”. Las enanas blancas se enfriarán por miles de millones de años hasta convertirse en enanas negras, cadáveres fríos de lo que alguna vez fueron. Las enanas blancas tardan tanto tiempo en llegar a este punto que se cree que actualmente no existe ninguna en el universo.

Si la estrella es más masiva, entonces su núcleo se contraerá y expulsará sus capas exteriores en una gran explosión conocida como “supernova”, dejando detrás un núcleo pequeño (decenas de kilómetros) que se convertirá en una estrella de neutrones o en un agujero negro, si la estrella es lo suficientemente masiva.

Próximamente seré estudiante de Física en la UNAM (empiezo este nuevo semestre). Tengo 19 años y me gusta leer, desde novelas de García Márquez hasta libros de ciencia como los de Kip Thorne; aprender nuevas cosas, escribir, programar, escuchar música. En cuanto a temas científicos, me interesa principalmente la astrofísica y la física teórica (Relatividad y Mecánica Cuántica).