El Cedazo

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Esta serie comenzó en la era de la radiación, luego pasó a la era del dominio de la materia y, una vez situada en el momento de estos 3.000 millones de años, pronosticó un futuro reinado de la energía oscura. Habían nacido las primeras estructuras observables del Universo: agujeros negros, cúmulos de gases, galaxias y estrellas de lo más variopintas. Entre todas ellas escogimos a las galaxias como elemento bisagra entre lo grande y lo pequeño. En la entrada anterior vimos cómo eran y además sabemos que las primeras estaban formadas solamente por escasamente un par de tipo de átomos. Y nos preguntamos más.

Repito lo que fue el final de la entrada: “…es evidente que a nuestro alrededor hay algo más, vemos cosas de lo más diversas, desde conchas de moluscos hechas de calcio a centrales eléctricas consumidoras de uranio, o clavos de ferroníquel. ¿De dónde ha salido esta variedad, todos los elementos químicos que vemos a día de hoy?“ Sin embargo, hasta ahora sólo hemos visto que el Universo, durante la nucleosíntesis, había dado a luz a mucho hidrógeno, menos helio y pizcas de litio… ¿cómo entraron en escena el resto de elementos, calcio, uranio, hierro o níquel? Hacía mucho tiempo que unos niveles altos y precisos de energía habían favorecido el inicio de la nucleosíntesis. Pero al expandirse llegó un momento en que se enfrió tanto que perdió la capacidad de formar núcleos más pesados. Parece como que la energía deba ser la explicación de todo… grandes cantidades de energía para poder ligar hasta, por ejemplo, 244 protones y neutrones, que es lo que tiene el núcleo del plutonio-244, el último elemento natural de la tabla periódica de Mendeléyiev.

Sobre el profundo y casi mareante fondo del Universo, el ballet cósmico de las galaxias NGC 4038 y 4039, más conocidas como Galaxias Antena, observadas a la izquierda en colores ópticos y combinando en la derecha las imágenes ópticas con los datos de la emisión a 21 cm del hidrógeno atómico, que deja al descubierto en azul las largas líneas de estrellas, gas y polvo que son resultado del proceso de fusión entre ellas y que recuerdan las antenas de un insecto (Imagen: imagen óptica: Robert Gendler; imagen radio: John Hibbard, NRAO/AUI/NSF; combinación multi-frecuencia: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU); fair use)

En el Cosmos tenemos dos fábricas de energía que cumplen estos requisitos. La primera la encontramos en las estrellas, durante su ciclo de vida ordinaria, en cuyos hornos nucleares pueden sintetizar hasta el elemento 56, el hierro. Más allá de este tenemos que acudir a la segunda fábrica disponible, como son las supernovas, durante cuyas explosiones se disipa una energía equivalente a la de cientos de miles de estrellas como nuestro Sol.^[1]

Hoy estamos rodeados por todos los elementos químicos naturales, pero durante la época de la reionización solo existían unos pocos, y eran recién formados.^[2] Las responsables de esta diversidad química fueron las primeras estrellas, que, mediante sus procesos de fusión, comenzaron a crear elementos más pesados que el litio. Al morir, las estrellas más grandes y masivas explotaron como supernovas, liberando al espacio sus gases compuestos por los elementos primigenios —hidrógeno, helio y litio— junto con los nuevos elementos sintetizados en su interior a lo largo de sus vidas. Estas primeras estrellas se conocen como de población III. En contraste, las estrellas de nuestra época —aunque aquí el término “época” abarque una gran parte de la vida del universo— pertenecen a la población I. Entre ambas generaciones se encuentran, naturalmente, las estrellas de población II.

Las estrellas de Población III debieron ser estrellas muy, muy masivas (varios cientos de veces más masivas que el Sol), y calientes, sin metales. A efectos astronómicos, todos los elementos que van detrás del hidrógeno, helio y litio se les llama “metales”, aunque químicamente muchos no lo sean. Pero a todos se les conceptúa como metales, de forma que, según veamos en una estrella una mayor o menor cantidad de ellos, diremos que tiene más o menos metalicidad.^[3] Como ejemplo diré que nuestra estrella, el Sol, está catalogada como de una metalicidad alta, aunque sus cantidades absolutas de “metales” sean muy pequeñas comparadas con la cantidad total de hidrógeno y helio: un 1,34 %.

Pues bien, la existencia de las estrellas de población III nos va a dar solución a la necesidad teórica de una fábrica de elementos más pesados que el litio. Son una necesidad para nuestra comprensión del universo, pero… no hemos detectado ni una. Lo cual hasta cierto punto resulta lógico, pues ya sabemos que fueron muy efímeras por lo que deben estar escondidas en corrimientos al rojo muy grandes. Y las que puedan quedar de ellas tras millones de años de vida del Universo tuvieron que ser siempre muy pequeñas y estarán escondidas en galaxias o cuásares.

Según la teoría, deberían encontrarse en cúmulos de entre uno y cien pársecs [un pársec mide 3,0857 × 10¹⁶ metros] de diámetro, mientras que las nebulosas de gas ionizado por estos cúmulos podrían llegar a tener un tamaño de aproximadamente mil pársecs. Realmente ¿qué es lo que vemos? Algunos ejemplos. El objeto astronómico más lejano conocido es la galaxia GL-z13 cuyas estrellas lucían ya a los 250 millones de años del Big Bang. El cuásar más antiguo detectado se trata de ULAS J1120+0641, situado en un corrimiento al rojo de 7, lo que quiere decir que por lo menos ya enviaba su radiación a los 800 millones de años tras el Big Bang. Estos dos cuerpos cósmicos seguramente eran, o fueron, portadores de estrellas de población III. La estrella más lejana que conocemos, Eärendel, en el campo de la constelación de la Ballena, a 900 millones de años tras el Big Bang, es ya de población II, puesto que en ella se observa cierta metalicidad. El estudio de la galaxia más luminosa conocida, CR7, situada en el campo de la constelación de la Osa Mayor, a 700 millones de años tras el Big Bang, parece asegurar que puede ser una combinación de estrellas de población III y de otras estrellas “normales”. Las primeras determinaron la emisión de rayos ultravioleta de la galaxia -buenas candidatas para cebar la reionización- y empujaron a los gases hacia su periferia formando a su alrededor masas nebulares interestelares; mientras que las segundas serían las que aportarían la mayoría de la masa de la galaxia tal como la observamos hoy.^[4]

La galaxia Cosmos Redshift 7, conocida como CR7. A la izquierda una interpretación artística (Imagen: 
ESO/M. Kornmesser, CC BY 4.0) mientras que a la derecha la imagen real, tomada por el telescopio Very Large Telescope de la ESO (Imagen: David Sobral et al., fair use)

Como ya se ha comentado, las estrellas primigenias de población III tenían una vida “nuclear” muy rápida… lo que exige estrellas de gran volumen, con unas masas de decenas o centenas de la del Sol. Las estrellas muy masivas sufren un colapso gravitatorio mucho mayor que el de las estrellas más pequeñas. Por eso, para contener su tremenda gravedad, requieren que sus reacciones internas de fusión sean muy potentes -muy energéticas-, lo que hace que se consuman muy rápidamente. Los cien o doscientos primeros millones de años tras la recombinación debieron estar dominados por este tipo de estrellas, quizás con vidas menores a un millón de años. Lo que encaja muy bien con lo que se observa, porque muy pronto tras la recombinación ya había estrellas con una cierta metalicidad, las estrellas de Población II. Antes de que aparecieran estas últimas en el escenario tuvieron que existir estrellas de población III que generaran en su interior, o a través de sus muertes como supernovas, esta metalicidad que luego recibieron las de la población siguiente.

Posiblemente en las primeras estrellas de Población III se llegaron a sintetizar átomos de carbono y de oxígeno. Y esto es significativo a la hora de entender qué es lo que pasó después de su desintegración como estrellas. En las nubes de gases cósmicos el oxígeno tiende a reaccionar con el carbono, dando CO₂, y con el hidrógeno dando como resultado agua. Tanto el CO₂ como el H₂O son moléculas que al calentarse y relajarse durante los procesos de compactación para formar nuevas estrellas, irradian fotones en la frecuencia del infrarrojo, enfriando la nebulosa de gases. Ya sabemos que esos procesos refrigeradores disminuyen la presión de radiación interna y en consecuencia favorecen la intensidad de la acción gravitatoria sobre las masas que se compactan. Por lo que las estrellas con oxígeno y carbono podían conseguir encender sus fuegos con una menor masa, un menor volumen. La consecuencia fue que esas estrellas de población II fueron de menor tamaño y, en consecuencia, con unos procesos internos de fusión muy lentos. Así que estas pequeñas estrellas aún las podemos observar hoy en día, incluso en nuestra Vía Láctea.

En esta segunda generación estelar también se formaron estrellas masivas, con masas de entre ocho y diez veces la del Sol, que tuvieron vidas relativamente cortas, de apenas decenas de millones de años. Estas estrellas poseían la masa suficiente para generar, mediante procesos de fusión, elementos nuevos en su interior, hasta llegar al hierro-56. Durante mucho tiempo se pensó que todas las estrellas de Población II debían ser de baja metalicidad. Sin embargo, ahora sabemos que esto no es del todo cierto. Las estrellas de Población II situadas en el halo estelar galáctico son, efectivamente, de baja metalicidad, pero las del bulbo galáctico presentan metalicidades relativamente altas, comparables a las de algunas estrellas de Población I, como nuestro Sol. De hecho, estas estrellas de Población II fueron fundamentales en la evolución química del universo, ya que enriquecieron el medio interestelar con una mayor metalicidad, alimentando así a la siguiente generación de estrellas.

Algunas de estas estrellas pudieron alcanzar el tamaño necesario para culminar su vida como gigantes rojas, diseminando sus gases en el proceso, o morir de manera más violenta como supernovas. En la actualidad, estos procesos explosivos son comunes en estrellas con masas varias veces mayores que la del Sol: las supernovas de tipo II. Hablaremos más de ellos en el próximo capítulo. Estas muertes espectaculares, comparables a la explosión de una gigantesca bomba, generaron ondas de temperatura y energía que se propagaron a vastas distancias desde un pequeño cuerpo residual. La energía liberada fue de tal magnitud que provocó, tanto en los gases expulsados como en la materia intergaláctica que encontraba a su paso, una nueva cadena de fusiones atómicas. Estas reacciones nucleares partieron de los elementos pesados sintetizados durante millones de años en los núcleos estelares. El resultado de estas transformaciones catastróficas fue la formación de los elementos restantes que conocemos. Este proceso refuerza la importancia de las estrellas de Población II en la evolución cósmica, ya que su legado químico fue esencial para la formación de los sistemas planetarios de generaciones posteriores. En particular, muchos planetas interiores, como los de tipo rocoso, están compuestos en gran medida por elementos pesados como hierro, calcio, silicio, carbono, oxígeno, aluminio y otros.

Nebulosa del Cangrejo, residuos de la explosión de una supernova. En su centro quedaron los restos compactos -una estrella de neutrones- en forma de un púlsar. Mientras que en los lejanos alrededores es evidente lo que pasó con los gases que eran el cuerpo de la estrella primera (Wikimedia: NASA, ESA, J. Hester y A. Loll (Arizona State University), dominio público)

En febrero de 2014 se notificó el descubrimiento de lo que puede ser la más antigua estrella observada de este tipo de Población, la II. Se trata de SM0313, una estrella de la Vía Láctea a una distancia de 6.000 años luz del sistema solar y con una antigüedad que algunos aventuran en 13.600 millones de años (¡!). Es muy claro que posee metalicidad de bajo rango que a todas luces queda patente al estudiar su espectro: contiene trazas de carbono, magnesio y calcio. E incluso hierro, en cantidades mínimas -siete ordenes de magnitud del que posee el Sol-, que es lo que ha permitido situarla en el tiempo como una estrella de Población II.^[5] Más espectacular es el reporte de la estrella de “Matusalén” realizado en 2013^[6] nombre popular con la que se conoce a HD 140283. Las estimaciones de su edad la sitúan en aproximadamente 14.500 millones de años, con un margen de error de ±800 millones de años. Esta cifra es notable, ya que es comparable a la edad estimada del universo, que es de alrededor de 13.800 millones de años. Esta aparente discrepancia ha generado debates en la comunidad científica, pero se considera que HD 140283 es una de las estrellas más antiguas jamás observadas. Aunque se ubica cerca del límite con la constelación de Ofiuco, su posición oficial la sitúa dentro de Libra. Es una estrella visible con telescopios pequeños debido a su relativa cercanía de aproximadamente 190 años luz de la Tierra.

Hasta ahora hemos hablado de las estrellas de los dos primeros tipos de poblaciones, la III y las II. La entrada se va ya haciendo larga y merece la pena hacer un alto antes de continuar el camino con las estrellas hermanas de nuestro Sol, las que forman el conjunto Población I. En la siguiente retomaremos la “fiesta” de las estrellas, en donde hablaremos de las estrellas de esta última población y de los sistemas planetarios.

1. Para saber más sobre estas fantásticas fábricas de los elementos químicos recomiendo vivamente la amena lectura de la serie “La vida privada de las estrellas“, publicada en nuestro blog hermano El Tamiz. [↩]
2. A la reionización le dedicamos una entrada específica, la número 24 de la serie, en donde podéis refrescar el tema. [↩]
3. La metalicidad de una estrella se mide comparando la abundancia de elementos más pesados que el helio (llamados “metales” en astronomía) con la del Sol. El parámetro más comúnmente utilizado es [Fe/H], que evalúa la proporción de hierro (Fe) respecto al hidrógeno (H) en una escala logarítmica. [↩]
4. El estudio completo sobre la galaxia CR7 -y no es Cristiano Ronaldo, aunque a él a veces lo conceptúan como de galáctico- publicado en The Astrophyscal Journal de 4 de junio de 2015, lo podéis obtener en este enlace. [↩]
5. Éste es el enlacea la revista Nature en donde se publicó este hallazgo en febrero de 2014. [↩]
6. Este es el enlace al informe mencionado. “HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang”, Howard E.Bond et al., Astrophysics, 13 febrero 2013. [↩]

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