¿Es el Sol una gran estrella? - Ignacio Negueruela Díez

¿Es el Sol una gran estrella?

(Por Ignacio Negueruela Díez)

Capítulo 17 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

Más de una vez hemos oído decir que el sol es una “estrella pequeña” o “una estrella cualquiera”. Los científicos tienden a administrarnos estas píldoras de humildad como vacuna contra nuestra natural tendencia a pensar que todo lo nuestro es especial y mejor que el resto. Pero ¿qué quieren decir con esto? ¿En qué sentido es el Sol una estrella del montón?

1        El tamaño del Sol.

El Sol es una bola incandescente de gas con un radio de 700.000 km y una temperatura superficial de 5.800 K. Se nos pueden ocurrir muchos adjetivos que aplicarle, pero, a nuestra escala, seguro que no serán ni diminuto, ni intrascendente. Pero el hombre no es la medida de todas las cosas. ¿Qué lugar ocupa el Sol en la sociedad de las estrellas?

Durante buena parte de su vida, las estrellas producen energía mediante la combustión del hidrógeno en su núcleo para dar lugar a helio [1]. En esta fase, el tamaño de una estrella depende de su masa. A mayor masa, más grande es la estrella (aunque la dependencia no es lineal). Como la temperatura superficial de la estrella también depende de su masa, en los diagramas que muestran propiedades estelares, las estrellas se concentran en una tira relativamente estrecha que se conoce como secuencia principal. Las estrellas más pequeñas, con masas algo menores de un décimo de la solar, tienen radios también unas diez veces menores. Las estrellas más masivas de la secuencia principal tienen radios entre quince y veinte veces mayores que el Sol. Por tanto, vemos que el Sol no es particularmente grande en la escala estelar. Pero incluso esta posición es engañosa. Una vez agotado el hidrógeno en el núcleo, las estrellas se hinchan y su temperatura disminuye. Entonces se hacen mucho más grandes, convirtiéndose en gigantes rojas [2].

Las gigantes rojas típicamente tienen radios entre 10 y 30 veces mayores que el Sol, pero en algunas fases de su evolución pueden llegar a ser bastante más grandes. Una estrella como el Sol puede llegar a alcanzar un radio unas 200 veces mayor que el que tiene ahora (rozando la órbita de la Tierra) cuando sea una gigante de la rama asintótica, justo antes de morir. Otras estrellas más masivas pueden llegar a tener 500 radios solares durante esta fase. Las estrellas mucho más masivas que el Sol se convierten en supergigantes, alcanzando tamaños de más de 1.000 radios solares. Estas son las estrellas más grandes. No estamos seguros del tamaño máximo que puede alcanzar una supergigante roja, pero creemos que anda entre 1.500 y 2.000 radios solares.

Vemos, entonces, que el Sol es una estrella pequeña ahora, pero será mucho mayor en el futuro. El tamaño de una estrella está determinado por su masa y por su edad. Por consiguiente, cuando los astrónomos comparamos estrellas, la propiedad en la que nos fijamos no es tanto el tamaño físico, sino la masa. 

2        La masa del Sol.

La masa del Sol es tan enorme que necesito casi un renglón entero para escribirla: 2.000.0000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg. Los astrónomos medimos la masa de las estrellas en masas solares. Las estrellas más pequeñas tienen una masa en torno al 8% de la masa solar. Si un cuerpo celeste tiene una masa menor, no pueden producirse las reacciones nucleares que generan energía y, por tanto, no es una estrella; es lo que llamamos una enana marrón. La masa más grande que puede tener una estrella no está bien determinada. Sospechamos que existe una masa superior, porque hay procesos físicos que hacen muy difícil la formación de estrellas muy masivas, pero puede que este límite dependa de otros factores, como la composición química de las propias estrellas. Sabemos que existen estrellas con unas 100 masas solares, porque las hemos pesado (es una manera de hablar; determinamos su masa gracias a su movimiento orbital y la ley de la gravedad). Muchos astrónomos creen que en nuestro Universo local la mayor masa que puede tener una estrella es alrededor de 150 masas solares, aunque otros especialistas elevan este número hasta 300 masas solares.

Así que la masa del Sol tampoco es particularmente llamativa. Pero, antes de deprimirse por la vulgaridad de nuestra estrella, cabe preguntarse ¿cuántas estrellas hay de cada tamaño? Ya hemos dado una pista al decir que es muy difícil que se formen estrellas muy masivas. Para saber por qué, tendremos que pararnos un momento a aprender cómo se hace una estrella.

Las estrellas nacen en el interior de grandes nubes de gas y polvo que habitan el medio interestelar [3]. Estas nubes originalmente presentan densidades pequeñísimas y temperaturas muy bajas (unos pocos Kelvin). De repente y por una variedad de motivos que no siempre entendemos bien, las nubes se fragmentan en pequeños trozos que se contraen en respuesta a su propia gravedad hasta tener en su interior presiones y densidades tan altas que se producen reacciones nucleares. La fragmentación está dominada por procesos físicos que operan mejor a ciertas escalas que a otras. Como consecuencia, resulta más sencillo formar estrellas con ciertas masas que con masas mayores o menores.

Si suponemos que una nube dada crea una población coetánea de estrellas - una aproximación un poco burda, porque, entre otras cosas, el tiempo de formación de las estrellas también depende de su masa (en este caso, de manera inversa) –, la distribución en masas de las estrellas será la consecuencia última de todo el proceso. Al cabo de un corto tiempo (astronómicamente hablando) no quedará ningún rastro de la nube que formó las estrellas. La distribución en masas será la única característica observable que nos deje el episodio de formación estelar y, por tanto, la única medida que podamos hacer que nos dé información sobre cómo se ha producido este episodio. La ley que nos dice cuántas estrellas de una masa dada pertenecen a una población se llama función inicial de masas. Su cálculo en diferentes regiones de formación estelar es una de las actividades más importantes para muchos astrofísicos, porque creemos que, sabiendo las condiciones iniciales y teniendo una descripción del resultado final, podremos entender cómo sucede la formación estelar.

Como consecuencia de estas mediciones, sabemos que hay una masa estelar preferida por la naturaleza. Independientemente de las condiciones iniciales, nunca parece estar muy lejos de un 50% de la masa solar. Si una nube se fragmenta y surge una población estelar, casi todas las estrellas que la compongan tendrán masas bajas y habrá una mayoría con masas entre un 20 y 60% de la del Sol. Para masas más altas, se comprueba que el número de estrellas que se forma es inversamente proporcional a su masa. Pero esta proporción no es lineal, sino exponencial. El número de estrellas disminuye de manera tremendamente rápida conforme la masa crece, siguiendo lo que se conoce como Ley de Salpeter. Así, por ejemplo, por cada estrella de 30 masas solares que llega a nacer, se forman 100 estrellas con la masa del Sol, y muchas más estrellas con masas menores.

Ahora bien, la tasa de formación de las estrellas no es el único efecto a tener en cuenta para saber cuál es la masa típica de las estrellas. Las estrellas mucho mayores que el Sol viven vidas mucho más breves. Volviendo al ejemplo, una estrella de 30 masas solares vive aproximadamente 6 millones de años, pero una estrella de masa solar vive unos 10.000 millones de años. Las estrellas más masivas son escasísimas, aunque resulten moderadamente fáciles de encontrar por su brillo descomunal. Así nuestra pregunta inicial se contesta con una aparente paradoja: aunque la masa del Sol es relativamente baja para una estrella, casi todas las estrellas que existen en la actualidad son menos masivas que el Sol. El Universo está lleno de estrellitas.

3        Hacia una teoría de la formación estelar.

La Astrofísica es una ciencia que se ocupa de cuestiones fundamentales. Hoy en día, uno de sus objetivos principales es entender cómo se forman las estrellas. Tenemos teorías bastante avanzadas sobre estructura estelar y una teoría de evolución estelar [1] que reproduce con bastante acierto muchas propiedades de las estrellas en el cielo. Sin embargo, aún no tenemos una teoría completa de la formación estelar y, de rebote, la formación de sistemas planetarios alrededor de las estrellas. Esta deficiencia se debe, en buena parte, a la enorme complejidad del proceso. Para entender bien la formación estelar necesitamos comprender simultáneamente los mecanismos físicos que actúan a la escala de la nube gigante de gas (cientos de años luz) y a la escala de una estrella. Ningún ordenador, por potente que sea, es capaz de calcular variables físicas manteniendo la homogeneidad sobre escalas espaciales que cubren un factor de casi mil millones.

Una segunda dificultad es observacional. Como la formación estelar se produce en el interior de las nubes de polvo, no alcanzamos a verla. Los sitios en los que tiene lugar el nacimiento de las estrellas aparecen como manchas negras en las imágenes del cielo. Por suerte, esta complicación se vuelve menor cada día gracias al desarrollo de nuevos detectores que nos permiten ver en partes del espectro electromagnético donde el polvo es transparente o, por lo menos, mucho menos opaco. Los detectores sensibles al infrarrojo medio a bordo de telescopios espaciales como Spitzer o Herschel han permitido crear impresionantes mapas de las zonas de formación estelar en nuestra galaxia. En tierra, estamos acabando de construir ALMA, el mayor proyecto de colaboración internacional en Astrofísica, un conjunto de detectores de radiación submilimétrica que puede escudriñar los detalles del proceso de formación estelar incluso en las regiones más escondidas. Con todo ello y con el siempre creciente poder de computación de los ordenadores, esperamos avanzar en los próximos años hacia una teoría de la formación estelar que tenga poder predictivo.

 A día de hoy, podemos explicar de manera cualitativa la formación del sol y otras estrellas y el origen de los cúmulos estelares. Ya existen computaciones que simulan la física de la formación estelar y son capaces de reproducir la función inicial de masas que observamos habitualmente. Sin embargo, aún quedan incógnitas por resolver. Para los observadores, hay dos preguntas muy importantes que contestar. La primera es si vemos siempre una función inicial de masas similar porque en la vecindad solar todas las nubes que forman estrellas son, en realidad, muy parecidas. Quizá si mirásemos en lugares muy diferentes, con condiciones físicas más extremas (como, por ejemplo, en la superficie de contacto entre dos galaxias que colisionan, o en la vecindad de un agujero negro supermasivo) veríamos funciones iniciales de masas distintas. La observación de este tipo de ambientes extremos se lleva mucho tiempo en los telescopios más avanzados en la actualidad. La segunda pregunta (en realidad, muy relacionada con la primera) es si la función inicial de masas ha sido la misma a lo largo de toda la historia del universo. A nivel teórico, se trabaja con denuedo para comprender los numerosos fenómenos físicos que regulan el comportamiento de las nubes a todas las escalas espaciales. Nuestro objetivo es desarrollar una teoría capaz de explicar, partiendo de primeros principios, cómo los componentes elementales se han combinado para formar las estrellas y los seres vivos, es decir, una teoría que nos proporcione una respuesta científica a la ancestral pregunta “¿de dónde venimos?”. El estudio del Sol y nuestro sistema solar desempeña un papel fundamental en el desarrollo de nuestras ideas, porque solo aquí somos capaces de apreciar los detalles más finos que siempre nos faltarán, por más potentes que sean nuestros telescopios, cuando escudriñemos los lugares lejanos en que se forman las estrellas. También de este modo, para nosotros, el Sol sigue siendo una estrella especial.

Notas:

1. Ver capítulo 15.

2. Ver capítulo 18.

3. Ver capítulo 11.

Ignacio Negueruela Díez

Doctor en Astrofísica

Profesor Titular en la Universidad de Alicante

Ignacio Negueruela Díez

Bajó de Logroño a Zaragoza para estudiar Física y después llevó a cabo su doctorado en astrofísica en la Universidad de Southampton. Durante unos cuantos años, vagó por Europa de postdoc en postdoc, hasta regresar a España con un contrato Ramón y Cajal en la Universidad de Alicante, donde acabó por estabilizarse como profesor. Pasa buena parte de su tiempo intentando enseñar Física a gente a quien no le interesa lo más mínimo, aunque también dedica largos ratos a supervisar el trabajo de jóvenes científicos con mucho interés y gran potencial.

Sus trabajos de investigación tratan sobre todo de las estrellas de alta masa, aquellas que son mucho más masivas que el Sol y producen la mayor parte de los elementos químicos presentes en nuestro Universo. Investiga su formación en cúmulos abiertos, su ciclo vital y las peripecias de sus cadáveres, las estrellas de neutrones y agujeros negros, en sistemas binarios. Para conseguirlo, utiliza grandes telescopios y analiza enormes cantidades de datos.

Está convencido de que la educación y el conocimiento compartido son nuestra mayor esperanza para formar una sociedad mejor y lamenta profundamente la creciente mercantilización de casi todo, en particular, la de las personas y la Ciencia.

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