IX. LA EVOLUCI�N C�SMICA

EL ORIGEN DE LAS ESTRELLAS Y LAS GALAXIAS

HASTA ahora hemos descrito la evoluci�n del Universo como si su densidad fuera homog�nea en todo el espacio, una suposici�n que es v�lida mientras se consideren regiones muy grandes con respecto a los c�mulos de galaxias. Pero, en una escala m�s peque�a, la distribuci�n de la materia en el Universo dista mucho de ser uniforme; por el contrario, se encuentra concentrada en estrellas, que forman galaxias, que a su vez se agrupan en c�mulos, separados entre s� por inmensas regiones casi totalmente vac�as. Una teor�a cosmol�gica no puede ser completa si no explica tambi�n el origen de la estructura a "peque�a" escala del Universo. Vamos a considerar este problema a continuaci�n.

M�s lejos se mira en el Universo y m�s atr�s se ve en el tiempo, por la demora de la luz en recorrer las distancias c�smicas. A medida que han ido mejorando las t�cnicas de observaci�n se han descubierto galaxias cada vez m�s lejanas sin que su abundancia parezca disminuir. Este hecho indica que las galaxias se formaron poco despu�s de la Gran Explosi�n, seguramente antes de que transcurrieran unos cinco mil millones de a�os. Estamos seguros de que no han nacido galaxias recientemente porque nunca se ha encontrado alguna cercana en pleno proceso de formaci�n.

Si pudi�ramos ver suficientemente lejos en el Universo, tendr�amos una visi�n del momento mismo en que empezaron a surgir las galaxias; desgraciadamente, las observaciones astron�micas se vuelven m�s dif�ciles al aumentar las distancias y se hacen necesarios telescopios cada vez m�s potentes. (En los �ltimos a�os, los astr�nomos han detectado unos misteriosos objetos, los cuasares, que se encuentran en los confines del Universo visible, y que podr�an ser galaxias en plena formaci�n; volveremos a ellos m�s adelante.)

El problema de explicar el origen de las galaxias es uno de los m�s dif�ciles de la astrof�sica moderna, pues pr�cticamente no se cuenta con observaciones en las cuales basarse. Por el momento, la teor�a m�s aceptada es que las galaxias tambi�n se formaron por el mecanismo que, se cree, dio origen a las estrellas: la contracci�n gravitacional.¹ Por lo tanto, vamos a tratar primero del nacimiento de las estrellas.

La mayor�a de los astr�nomos piensa que las estrellas se forman a partir de las llamadas nubes moleculares, que son gigantescas nubes de gas denso y fr�o. Un pedazo de la nube se colapsar�a sobre s� misma por su propia fuerza gravitacional si no fuera porque el gas que lo forma se encuentra relativamente caliente y, por lo tanto, ejerce una presi�n que compensa la atracci�n gravitacional. Si la distribuci�n del gas fuera perfectamente homog�nea, la presi�n y la gravedad mantendr�an el equilibrio por tiempo indefinido. Sin embargo, en situaciones reales, una parte de la nube puede ser ligeramente m�s densa que otra y romper, de este modo, el delicado balance entre presi�n y gravedad. Esto sucede si la masa de un pedazo de la nube excede cierto valor cr�tico, de modo tal que la fuerza de gravedad vence definitivamente y el pedazo empieza a contraerse, aumentando su densidad. Este proceso se llama colapso gravitacional. Lo interesante es que, no importa cu�n peque�a haya sido la perturbaci�n inicial de la densidad, la contracci�n proceder� inevitablemente. A medida que se comprime el gas, aumenta su presi�n hasta llegar a compensar la fuerza gravitacional; en ese momento se detiene la contracci�n. La nueva configuraci�n de equilibrio al que se llega despu�s de una evoluci�n complicada es una estrella (Figura 40); la nube de gas tambi�n puede fragmentarse en varios pedazos m�s peque�os durante el colapso, y cada pedazo formar una estrella o un planeta.

Figura 40. Una peque�a perturbaci�n de la densidad en un medio homog�neo puede producir el colapso gravitacional de una regi�n cuya masa contenida exceda un valor cr�tico.

Una estrella es una gigantesca bola de gas incandescente que se mantiene en equilibrio gracias a dos fuerzas que se compensan exactamente: la presi�n del gas caliente, que tiende a expander la estrella, y la gravitaci�n de la misma masa estelar, que tiende a contraerla (Figura 41). Una estrella obtiene energ�a para brillar de las reacciones nucleares que se producen en su centro, donde se dan temperaturas de varios millones de grados Kelvin. En ese sentido, una estrella es una gigantesca bomba at�mica que funciona continuamente. El combustible principal es, por lo general, el hidr�geno que, al fusionarse para formar helio, libera grandes cantidades de energ�a. Otros procesos nucleares tambi�n son posibles, como veremos m�s adelante.

Figura 41. En una estrella, la presi�n y la gravedad se compensan mutuamente.

El nacimiento de una estrella por el colapso gravitacional de una nube gaseosa es un fen�meno en principio plausible. En la versi�n m�s simple de esta teor�a, una galaxia ser�a originalmente una nube m�s o menos homog�nea de gas a partir de la cual se formaron los miles de millones de estrellas que la componen. Desgraciadamente, el proceso de contracci�n queda fuera de las posibilidades actuales de observaci�n, y hasta ahora no se ha podido detectar una sola nube colaps�ndose para formar estrellas. Por esta raz�n, no se puede afirmar que el problema de la formaci�n estelar haya sido resuelto en todos sus detalles.

El problema se agrava si tratamos de explicar el origen de las galaxias tambi�n por un proceso de colapso gravitacional, tal como lo acepta la mayor�a de los astr�nomos modernos. En principio, podemos suponer que las galaxias se formaron porque la materia c�smica no era perfectamente homog�nea en los primeros instantes del Universo, sino que hab�a regiones ligeramente m�s densas que el promedio: inhomogeneidades o "grumos" c�smicos. Estos grumos empezaron a contraerse por su propia gravedad y dieron lugar, con el paso del tiempo a las galaxias —m�s precisamente, a condensaciones gaseosas a partir de las cuales se formaron estrellas—. El inconveniente de esta teor�a es que la expansi�n c�smica retarda considerablemente la velocidad de contracci�n. Se ha podido calcular que si una inhomogeneidad se form� un segundo despu�s de la Gran Explosi�n, toda la edad del Universo no le ser�a suficiente para transformarse en algo parecido a una galaxia (por el contrario, un "grumo" en una nube molecular sí se podr�a colapsar, bajo ciertas condiciones, en un tiempo razonable para formar una estrella).

Sin embargo, los partidarios del colapso gravitacional como origen de las galaxias se�alan que la contracci�n de un grumo pudo iniciarse, en principio, en cualquier momento; y si se quiere formar una galaxia, se puede fijar el inicio, de la contracci�n de �pocas tan remotas como las anteriores a la inflaci�n. De hecho, las teor�as modernas predicen que, en esos instantes iniciales, se gener� todo un "zool�gico" de objetos raros, "cuerdas" y "paredes" seg�n la terminolog�a moderna, que, despu�s de la inflaci�n, pudieron sobrevivir y funcionar como "semillas" para formar galaxias. Los f�sicos interpretan a estos extra�os objetos como pedazos inhomog�neos del vac�o cu�ntico primordial; a�n es temprano para afirmar si realmente existen —lo cual tendr�a repercusiones muy importantes en la f�sica— o si, por el contrario, ser�n relegados al olvido. Sea lo que fuere, lo interesante de las conjeturas mencionadas es que se plantea el problema de buscar el origen de las galaxias en las propiedades de la materia a densidades y temperaturas extremadamente altas (muy superiores a las que se podr�an alcanzar en un laboratorio terrestre).

Existen otras teor�as, adem�s de la inestabilidad gravitacional, sobre el origen de las galaxias. Una muy interesante (formulada por el astrof�sico sovi�tico L. M. Ozernoi) es la teor�a de la turbulencia c�smica, seg�n la cual el Universo primordial se encontraba en un estado ca�tico, lleno de gigantescos remolinos de materia, tal como en un l�quido turbulento. Despu�s del momento de la recombinaci�n, los remolinos sobrevivieron y se convirtieron en galaxias. De ser correcta esta hip�tesis, el hecho de que muchas galaxias tengan forma de rehilete no ser�a casual.

Seg�n otra hip�tesis formulada por el astr�nomo armenio Victor Ambartzumian, las galaxias se formaron, no por condensaci�n de materia, sino por el proceso contrario: una expansi�n a partir de un n�cleo primordial extremadamente denso y compacto. Tales n�cleos podr�an ser pedazos del Universo que no participaron de la expansi�n universal, sino que quedaron rezagados durante un largo tiempo. Hasta ahora, no se le ha podido encontrar un fundamento te�rico a esta conjetura —por lo menos dentro del marco de la f�sica contempor�nea—, raz�n por la cual no ha llegado a ser tan popular como otras teor�as. Sin embargo, hay que reconocer que esta hip�tesis es perfectamente compatible con todas las observaciones astron�micas de las que disponemos. Como veremos en el cap�tulo X, el fen�meno de eyecci�n de masa desde una regi�n muy compacta es bastante com�n en el Universo y ocurre en condiciones y escalas muy variadas, mientras que la contracci�n de una distribuci�n de masa nunca se ha podido observar. Adem�s, Ambartzumian predijo, con base en su hip�tesis, que fen�menos muy violentos deb�an de ocurrir en regiones sumamente compactas en los n�cleos de las galaxias, lo cual ha sido confirmado plenamente en los �ltimos a�os.

LA COCINA C�SMICA

Como vimos en el cap�tulo VII, la composici�n de la materia c�smica despu�s de la formaci�n del helio era de 75% de hidr�geno, 25% de helio y una leve traza de otros elementos. El lector seguramente habr� notado que esa composici�n qu�mica en nada se parece a la que se tiene en nuestro planeta Tierra. Nosotros mismos estamos hechos de elementos como el carbono, el ox�geno, el calcio y muchos m�s, respiramos una mezcla de ox�geno y nitr�geno, utilizamos metales como el hierro, el aluminio, el cobre y otros. El hidr�geno se encuentra en las mol�culas del agua; pero la presencia del helio en la Tierra es tan poco notoria que fue descubierto primero en el Sol. �De d�nde vino toda esta diversidad de elementos si la composici�n inicial del Universo consist�a pr�cticamente de hidr�geno y helio? La respuesta est� en los astros.

Los alquimistas ten�an raz�n al pensar que los elementos pueden transmutarse unos en otros, pero buscaron equivocadamente ese proceso en hornos y alambiques, cuando necesitaban temperaturas de millones de grados. La transmutaci�n se produce naturalmente en el interior de las estrellas. Veamos c�mo evolucionan una vez que se formaron, ya sea por contracci�n gravitacional o alg�n otro mecanismo. Una estrella empieza a brillar en el momento en que la temperatura en su interior llega a ser suficientemente alta para desencadenar reacciones nucleares; estas temperaturas se producen por la presi�n extremadamente elevada a la que se encuentra sometida la regi�n central de la estrella; a su vez, la presi�n es mayor mientras m�s masiva es la estrella. Los n�cleos de nuevos elementos se generan por fusi�n nuclear, tal como en los primeros minutos del Universo, pero la diferencia fundamental es que una estrella dispone de miles o millones de a�os para fabricar esos elementos, mientras que el Universo se enfri� r�pidamente al expandirse.

Inicialmente, son los n�cleos de hidr�geno (protones) los que se fusionan entre s� para producir n�cleos de helio (Figura 42). La masa de un n�cleo de helio es un poco menor que la masa por separado de los dos protones y dos neutrones que lo componen, y la diferencia de masa es justamente la que se convierte en la energ�a (seg�n la f�rmula de Einstein E = mc²) que hace brillar a la estrella. Eventualmente, el hidr�geno en el n�cleo puede llegar a agotarse, pero entonces aparecen nuevas reacciones. Si la temperatura central excede de unos doscientos millones de grados, los n�cleos de helio se fusionan entre s� y terminan produciendo n�cleos de carbono y ox�geno. A temperaturas a�n mayores, el carbono produce ox�geno, ne�n, sodio y magnesio. Y as� sucesivamente: si la temperatura central excede de unos 3 x 10⁹ grados, se pueden formar todos los elementos qu�micos cuyo peso at�mico es menor que el del fierro. Los elementos m�s pesados que el fierro no pueden fabricarse por la fusi�n de n�cleos m�s ligeros si no se les suministra energ�a adicional.² Despu�s de un comportamiento bastante complicado, la estrella agotar� su combustible disponible y se apagar�, con cierta composici�n qu�mica que depende esencialmente de su masa.

Figura 42. El ciclo prot�n-prot�n

La masa de una estrella es el par�metro principal que determina sus propiedades f�sicas y su evoluci�n. De hecho, no pueden existir estrellas con menos de una cent�sima parte de la masa del Sol, pues la temperatura y presi�n centrales ser�an insuficientes para iniciar reacciones nucleares: m�s que una estrella, se tendr�a un planeta. En el otro extremo, estrellas con m�s de cien veces la masa del Sol ser�an inestables y se desbaratar�an r�pidamente. En contra de lo que podr�a esperarse, mientras m�s masiva es una estrella, menos tiempo brilla: si bien dispone de m�s combustible nuclear, lo consume mucho m�s r�pidamente que una estrella con menos masa. Los astrof�sicos han calculado que una estrella extremadamente masiva quema todo su combustible en unos 10 000 a�os, mientras que una estrella como el Sol puede brillar modestamente durante diez mil millones de a�os (incidentalmente, el Sol se encuentra a la mitad de su vida).

En consecuencia de lo anterior, podemos afirmar con certeza que las estrellas que vemos brillar en el cielo tuvieron fechas de nacimiento muy distintas, y que, en la actualidad, siguen naciendo y muriendo. Antes de apagarse definitivamente, una estrella arroja al espacio parte de su masa, que incluye los elementos que proces�. Veamos c�mo ocurre este fen�meno.

Una estrella cuya masa no excede de unas seis veces la del Sol tiende a arrojar una peque�a fracci�n de su material constitutivo en formas muy diversas. La nebulosa que se ve en la figura 11 es un ejemplo de este proceso; se cree que el Sol formar� una nebulosa semejante al final de su vida. Despu�s, a medida que se enfr�a la estrella por agotarse su combustible nuclear, se ir� comprimiendo por la fuerza de su propia gravitaci�n. Si la masa de la estrella no excede una vez y media la del Sol, terminar� su evoluci�n convirti�ndose en una enana blanca: una estrella unas cinco veces m�s grande que la Tierra, tan comprimida que una cucharada de su material pesa m�s de cien kilogramos.

Si la masa es ligeramente superior a una vez y media la del Sol, la estrella se contrae todav�a m�s. Los protones y electrones que la constituyen se comprimen tanto que se fusionan entre s� para formar neutrones. El resultado final es una estrella de neutrones, cuyo radio no excede de unos 10 kil�metros y es tan compacto que una cucharada de su material pesa miles de millones de toneladas. Los llamados pulsares, que fueron descubiertos hace algunos a�os, son estrellas de neutrones con un campo magn�tico muy intenso y que giran como faros, emitiendo pulsos en ondas de radio.

Si la masa de la estrella excede de unas seis veces la del Sol, su destino final es completamente distinto. Al t�rmino de su evoluci�n, la estrella sufre una explosi�n catastr�fica llamada supernova: en unas cuantas horas, se vuelve tan brillante como cien millones de Soles y puede verse aun si se encuentra en galaxias muy lejanas; ese brillo dura varios d�as, despu�s de los cuales se va apagando paulatinamente. La �ltima supernova observada en nuestra propia galaxia ocurri� en 1604; se cuenta que era visible de d�a y alumbraba como la Luna llena durante la noche.³ Otra ocurri� en 1054, seg�n los registros de los astr�nomos chinos y japoneses; lo que queda de la estrella que explot� es actualmente la nebulosa del Cangrejo (Figura 43). Para los fines que nos interesan, mencionemos solamente que una explosi�n de supernova genera energ�a suficiente para fabricar por fusi�n nuclear todos los elementos m�s pesados que el hierro y, adem�s, arrojarlos violentamente al espacio para enriquecer el gas interestelar con nuevo material. Luego, a partir de ese gas, se formar�n nuevas estrellas y planetas como el Sol y la Tierra, y quiz�s tambi�n otros seres vivos. Los �tomos de nuestro cuerpo provienen de estrellas que dejaron de brillar hace m�s de cinco mil millones de a�os. En palabras del poeta:

Figura 43. La nebulosa del Cangrejo.

Retrocede, igualmente, lo que antes fue de la tierra, a las tierras, y lo que se envi� desde las playas del �ter, de nuevo devuelto, eso reciben los templos del cielo. Y no acaba la muerte las cosas de modo tal que destruya de la materia los cuerpos [�tomos], pero su reuni�n los disipa. De all�, uno a otros se junta, y hace todas las cosas de modo que conviertan sus formas y muden colores y tomen sentidos y en un punto de tiempo los pierdan...4

NOTAS

1 Sugerida por Isaac Newton y estudiada te�ricamente por el astrof�sico ingl�s James Jeans.

2 Un n�cleo de uranio se puede fisionar en dos n�cleos m�s ligeros y liberar energ�a; esa misma energ�a es la que se debe a�adir a los dos n�cleos producidos para volver a formar uno de uranio. El proceso contrario, fusi�n con liberaci�n de energ�a, se da entre los n�cleos ligeros, como el hidr�geno y el helio.

3 Tales supernovas han ocurrido, en promedio, dos o tres veces por milenio; quiz�s con un poco de suerte, presenciemos una en nuestra �poca.

4 Lucrecio, De rerum natura, II 999-1006; traducci�n de Rub�n Bonifaz Nu�o.