El Cedazo

Hans Bethe. El padre de la nucleosíntesis

Según lo que vimos en el anterior artículo, a través de la espectroscopía de absorción habíamos conseguido darnos cuenta de la composición del Sol. Como casi todo en la ciencia, fue algo asombroso. El Sol se componía principalmente de Hidrógeno y otro gas simple muy raro en la Tierra, el Helio, en una proporción casi de 75:25. Aunque se notaban trazas de otros elementos muy comunes en la Tierra, éstas eran infinitesimales con respecto a la masa total del Sol, y eso planteaba muchos interrogantes.

Que en la Tierra se encuentren raramente estos gases (por ejemplo, el Hidrógeno principalmente conformando agua, y el Helio solamente como producto de procesos de decaimiento radiactivo) no debe parecer anormal. Si suponemos que en un principio la Tierra tenía todos los elementos, rápidamente estos empezarían reacciones químicas entre sí, formando moléculas grandes y más pesadas que los elementos solos. Sin embargo, aquellas moléculas estables y livianas (como la molécula de Hidrógeno y los átomos de Helio) permanecían en la atmósfera. Y como no tenían interacciones químicas con su alrededor, la única fuerza que podía ligarlos al planeta era la gravedad. Pero la Tierra no tiene un campo gravitatorio tan grande como para mantener moléculas tan livianas como el Hidrógeno y el Helio y éstas podrían, con el tiempo, salir libremente al espacio.^[1]

Era lógico, entonces, encontrar estos gases en cuerpos con la suficiente masa como para mantenerlas; ése es el caso de nuestro Sol y los planetas más grandes que son conformados, principalmente, por Hidrógeno.^[2]

De esta forma, la cantidad de reacciones nucleares que deberían llevarse a cabo en el Sol se restringieron a las que involucrasen Hidrógeno y posiblemente Helio. La gran cantidad de Hidrógeno y la poca presencia de otros elementos más pesados en el Sistema solar planteó entonces serios problemas: ¿por qué tanto Hidrógeno? La respuesta a ambos interrogantes había venido con el genial Hans Bethe (1906-2005). Él había conseguido explicar teóricamente el proceso de fusión nuclear (nucleosíntesis), en el cual, a partir de átomos simples como el Hidrógeno, podrían formarse elementos más pesados (como el Helio y los demás), produciendo, a su vez, una gran cantidad de energía. Sin embargo, estas reacciones no eran espontáneas, y para empezar a producirlas era necesario someter el Hidrógeno a presiones y temperaturas muy altas, tal y como se demostró que existían en el Sol. Bajo condiciones normales sería imposible pensar en este tipo de reacciones en la Tierra. Este trabajo teórico excepcional llevo a la producción de la bomba de Hidrógeno en 1952 y  le valió el premio Nobel de física a Bethe en 1967. Así, la comunidad científica se vio rápidamente seducida por la idea de que, en un principio, de alguna forma, el universo estaba constituido por Hidrógeno, y era dentro de las estrellas donde se formaban los elementos más pesados.

Pero… ¡un momento! Si en un principio el universo era Hidrógeno, la nube de la que se había originado el Sistema Solar debería también ser de Hidrógeno, así que, si de ella habían salido todos los planetas… ¿por qué la Tierra está compuesta por otros elementos? Debería estar compuesta de Hidrógeno principalmente, y eso no es lo que se ve. Por otro lado, haciendo las cuentas del proceso de Bethe, para que el Sol tenga la proporción de Helio/Hidrógeno que tiene, debería haber quemado combustible, por lo menos, desde hace unos 20 eones aunque a la Tierra se le atribuía una edad de apenas 4,5 eones. Ambas son cantidades bien diferentes, y sólo sugieren que la nube que dio origen al sistema solar debería haber tenido otros elementos además de Hidrógeno. Pero si suponemos que los elementos pesados se forman dentro de las estrellas, ¿cómo puede un elemento pesado escaparse de ella si ni siquiera puede hacerlo un elemento tan liviano como el Hidrógeno? A no ser que, por el contrario, existieran otros mecanismos fuera de las estrellas para producir elementos pesados. La tan anhelada fusión fría.  Tal vez muchos de los lectores de El Tamiz ya estén familiarizados con el proceso en “la vida privada de las estrellas” de Pedro en El Tamiz, pero déjenme contar la historia y los hombres detrás de estos descubrimientos.

Empecemos.

DIferencia de lineas espectrales con respecto a tipo espectral de las estrellas (indicado por letras). Mientras más caliente es una estrella, más simple es su espectro.

En el siglo XIX, las principales diferencias que se habían encontrado entre las estrellas eran su color y su distancia al sistema solar. Ya hemos hablado de las diferencias de distancia previamente. En cuanto al estudio de los colores de las estrellas, vendría con la aplicación de la espectroscopía de Krichhoff.  En 1867, el astrónomo italiano Pietro Angelo Secchi (1818-78) clasificó las estrellas de acuerdo a su color sugiriendo una división de las estrellas en 4 tipos diferentes. Vinieron observaciones detalladas hasta llegar a la clasificación actual, propuesta en 1900 por el astrónomo Edward Pickering (1846-1919), consistente en 7 letras. Claramente estas divisiones son arbitrarias, pues el color de las estrellas forma un continuo, aunque espero que quede claro: algunas estrellas son, relativamente, más rojas (como Antares), otras amarillas (Capella), otras blancas (Sirio), y otras Blancas-azules (Vega), y todo esto dependiendo de su temperatura superficial (cuanto más roja, más fría; cuanto más azul, más caliente).

Con respecto al espectro de absorción, como podemos ver en la imagen de la derecha, dependiendo de su temperatura superficial las estrellas pueden presentar líneas diferentes entre otras. Por ejemplo, a los 4000°C pueden formarse algunas moléculas, pero para otras estrellas más calientes prácticamente los átomos andan solos. De la misma forma, para temperaturas muy altas, algunos electrones pueden escaparse de sus átomos.^[3] Las longitudes de onda que absorbe un átomo son totalmente distintas si le faltan electrones, y podría pensarse que se trata de un elemento totalmente diferente. Cuando no se tenía bien conocido el mecanismo de ionización de átomos por la temperatura se pensaba que, posiblemente, por ejemplo el Sol podría albergar otro elemento que se llamó provisionalmente “Coronio“, debido a que se encontraban líneas de absorción adicionales en el espectro de la corona solar. Sin embargo, en 1941, el astrónomo sueco Bengt Edlen (1906-93) mostró que ese supuesto “Coronio” en realidad era una mezcla de átomos de Hierro y Níquel que perdieron casi una docena de electrones. También, por ejemplo se había sugerido el “Nebulio” en el espectro de algunas nebulosas. Pero el astrónomo estadounidense Ira Sprague Bowen (1898-1973) mostró que estas líneas eran en realidad una mezcla de Oxígeno y Nitrógeno, donde cada átomo había perdido entre dos y tres electrones  en condiciones que requerían densidades extremadamente pequeñas.

Entonces un problema surgió con las estrellas rojas. Si bien es cierto que, según lo esperado por la ley de Wien (ver artículo de Wien), éstas deben ser muy frías, y aunque la mayoría eran pequeñas (como la estrella de Barnard), algunas de ellas eran particularmente brillantes (como Betelgeuse en Orión y Antares en Escorpión, las estrellas más brillantes de sus respectivas constelaciones). Como no se mostraban particularmente cerca, la única manera para que brillaran de esa forma fue propuesta en 1905 por Ejnar Hertzsprung (1873-1967), y es que estas estrellas fueran gigantescas. Esta propuesta fue comprobada cuando se fue capaz de realizar una estimación del tamaño de Betelgeuse por métodos astronómicos en 1920, dando cuenta de unos 500 000 000 km, es decir, unas 350 veces más grande que el Sol.^[4] Antares es un poco más pequeña que Betelgeuse.  El récord de tamaño lo posee hasta ahora la supergigante roja NML Cygni^[5] con un diámetro de 2 310 000 000 km: si la colocáramos donde está el Sol, su atmósfera llegaría casi hasta la órbita de Saturno.

Si no eres muy bueno con los números, acá te comparto un vídeo para que te hagas una idea.  Aún no se ha actualizado y toma como la estrella más grande a VY canis mayoris, pero muy recientemente observaciones cuidadosas le han dado un menor tamaño:

Ahora bien, mientras Hertzsprung descubría las gigantes rojas, Henry N Rusell (1887-1957) realizaba un trabajo similar. En 1913, de manera independiente a Hetzsprung, realizó un gráfico en el que se relacionaba, en el eje horizontal el tipo espectral de cada estrella (o sea, su color predominante) con su magnitud absoluta^[6] en el eje vertical. Este diagrama es conocido actualmente como el “diagrama Hertzprung-Russell” o simplemente “diagrama H-R”. Es el que tenemos a la izquierda.

Diagrama HR (Universidad de Leicester)

En general, cuanto más caliente es una estrella, más brillante es. Casi todas las estrellas que se han clasificado (un 99%) ocupan, de acuerdo a esta hipótesis, una linea diagonal desde la parte superior izquierda hasta la inferior derecha. Esta linea es llamada “la secuencia principal“.  Excepciones a esta regla son, claramente, las gigantes rojas. Estas estrellas son rojas  (clase espectral M) y muy brillantes, y por lo tanto se sitúan arriba a la derecha en el diagrama H-R.

Cuando este diagrama fue construido poco se sabía sobre las reacciones nucleares que se llevaban a cabo en una estrella, y muchos tenían el pensamiento de Hemholtz y Laplace. De esta forma, el diagrama HR “mostraba” una imagen de la evolución estelar. En palabras del propio Russell:

“Una estrella comienza como una aglomeración muy voluminosa de gas frío, la cual lentamente se contrae. Se calienta mientras se contrae hasta que empieza a irradiar en el infrarrojo. De esta forma es una gigante infrarroja como Epsilon Aurigae. Luego continua contrayéndose y calentándose, hasta ser una brillante roja como Antares. Continua encogiéndose y calentándose hasta pasar a ser una gigante amarilla, luego una estrella normal hasta, finalmente, ser una estrella azul-blanca como Sirio. De esta forma, arrancando desde la parte superior derecha, la estrella baja hasta la secuencia principal y empieza a ascender hasta la región superior izquierda.”

Sin embargo, por alguna razón, al llegar a ser una estrella blanco-azul, ésta no se hace más caliente. Lo primero que se sugirió era que en ese punto el material estaba tan comprimido que ya no actuaba como gas, así que lentamente se iba enfriando y perdiendo su brillo, convirtiéndose en una enana amarilla como nuestro Sol, luego una enana roja como la estrella de Barnard, y finalmente, en una larga agonía con poca o casi ninguna radiación, se apagaba y se convertía en una “enana negra” que no podríamos detectar con telescopios comunes.

Esta teoría,  indudablemente, era muy atractiva, y parecía encajar cuando se midieron las masas de algunas estrellas. A pesar de ser enormes, las gigantes rojas no mostraban una diferencia de masa tan grande como esperaríamos al juzgar por su tamaño con respecto al Sol, por ejemplo.^[7] Así, la mayoría de estrellas (casi el 98%) tienen una masa de entre 0,2 y 5 veces la masa de nuestro Sol.

Sin embargo, la historia de la vida de las estrellas que hoy conocemos es muy diferente a la que les he contado. La hipótesis de más arriba solo duró medianamente vigente durante unos diez años. Ya vimos que el responsable del brillo de una estrella son las reacciones nucleares, y dada la gran cantidad de Hidrógeno en el Sol, una hipótesis que clasifique al Sol como una estrella vieja no es adecuada. Sin embargo, con los estudios de Eddington (como vimos en el anterior artículo), se vio que era necesaria una masa mayor de la estrella para producir una luminosidad más grande.

Como se dan cuenta, en la ciencia no siempre se tienen las mejores hipótesis con las primeras observaciones, así que para entender cómo nos dimos cuenta del actual ciclo de evolución estelar les emplazo para el próximo artículo. Hasta entonces.

1. Acá recuerdo un acertijo: Si estás explorando un asteroide y te das cuenta que está compuesto por Oro puro, ¿por qué no es conveniente brincar de la emoción? Sencillamente porque, si está compuesto enteramente de Oro, no es lo suficientemente pesado para mantener moléculas más livianas como por ejemplo el Carbono. Como tú eres principalmente Carbono, cuando brinques terminarás en el espacio exterior. [↩]
2. El calor es, también, un componente fundamental en el proceso. Los gases calientes se mueven más rápido y tienen más posibilidades de abandonar un planeta. Por ejemplo, podemos ver al planeta Mercurio prácticamente sin atmósfera, mientras que un satélite de tamaño parecido como Titán (que es más frío por encontrarse mucho más lejos del Sol) sí tiene una atmósfera apreciable. [↩]
3. Un átomo con menos electrones que los normales es llamado ión positivo o catión. [↩]
4. Estimaciones actuales realizadas con el telescopio espacial Hubble le dan un tamaño aún mayor de unos 900 000 000 km. [↩]
5. Antes era VY canis Majoris, pero observaciones más cuidadosas han mostrado que es más pequeña de lo que se pensaba. [↩]
6. Recordemos: el brillo que mostraría una estrella si estuviese situada a 10 parsecs de distancia. [↩]
7. Para Antares, tener una masa unas 15 veces mayor a nuestro Sol no está tan mal para ser unas 35 000 000 000 veces más grande… [↩]

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