X. VIDA Y MUERTE DE UNA ESTRELLA
LAS ESTRELLAS nacen, evolucionan y mueren. Su aparici�n, su vida y su muerte no son de ninguna manera ca�ticas, sino que obedecen a reglas precisas que la astrof�sica moderna empieza a desentra�ar. �C�mo ha sido esto posible? Nadie ha vivido lo suficiente como para ver nacer y morir a una estrella; la vida misma de toda la humanidad representa apenas un brev�simo suspiro en el tiempo de vida de una estrella. �C�mo es entonces que podemos hablar del nacimiento, la evoluci�n y la muerte de las estrellas? El secreto est� en que el cielo est� lleno de ellas y en que no todas las que vemos se encuentran en el mismo estado de evoluci�n. Se han visto nacer y morir estrellas y se han presenciado cambios de estado en algunas otras; esto ha permitido elaborar modelos de evoluci�n estelar bastante satisfactorios que concuerdan con las observaciones cada d�a m�s abundantes. En la actualidad se pueden obtener en las r�pidas y potentes computadoras las soluciones a las ecuaciones te�ricas que gobiernan el estado de una estrella y obtener as� un modelo del camino evolutivo de las estrellas en funci�n de su masa y su composici�n qu�mica.
En t�rminos generales, el proceso se inicia al azar. El gas y el polvo que se encuentra en el espacio va concentr�ndose por colisiones de las part�culas y por atracci�n gravitacional a lo largo de millones de a�os hasta formar en alg�n lugar una enorme nube fr�a. Conforme el proceso de concentraci�n contin�a, empiezan a aparecer n�cleos de concentraci�n aqu� y all� que son los embriones de los que m�s tarde surgir�n estrellas. Estos embriones o protoestrellas son enormes, mucho mayores que todo nuestro sistema solar, y relativamente fr�os, radiando s�lo en el rango invisible del infrarrojo. Conforme contin�a la concentraci�n gravitacional, la protoestrella se vuelve cada vez m�s densa, se contrae cada vez con mayor velocidad y su temperatua es cada vez m�s alta. Una protoestrella que tenga aproximadamente la misma cantidad de materia que nuestro Sol se encoge desde su di�metro original de billones de kil�metros hasta el di�metro del Sol en aproximadamente 10 millones de a�os; para entonces, su parte central o n�cleo ha alcanzado una temperatura del orden de 10 millones de grados y se inician las reacciones de fusi�n que convierten hidr�geno en helio: la estrella comienza a arder. Al principio, la estrella joven girar� muy r�pido y tendr� mucha actividad magn�tica, pero no seguir� ciclos regulares; un viento estelar intenso ir� frenando su fogocidad y unos 20 millones de a�os despu�s la estrella se estabiliza, se vuelve m�s brillante, gira en forma m�s lenta, su viento se vuelve m�s suave y menos masivo y su actividad magn�tica empieza a obedecer ciclos regulares; permanecer� en ese estado estable los pr�ximos 10 000 millones de a�os, la etapa m�s larga de su existencia. Nuestro Sol tiene ya 5 000 millones de a�os en esta etapa que podr�amos llamar madura y le esperan en ella otros 5 000 m�s. Desde la formaci�n de la corteza terrestre el Sol ha sido una estrella muy semejante a la que es ahora y miles de millones de generaciones venideras seguir�n viendo el mismo Sol. Despu�s de esto, el Sol iniciar� una serie de procesos que lo conducir�n finalmente hasta su muerte; el fin inevitable de todas las estrellas. Pero no todas ellas duran lo mismo que el Sol. Mientras m�s masa tiene una estrella m�s corta es su vida. Una estrella con una masa 10 veces mayor que la del Sol es 1 000 veces m�s brillante, pero s�lo puede vivir 100 millones de a�os, mientras que las estrellas peque�itas pueden llegar a arder incluso decenas de billones de a�os.
Nuestra galaxia —la V�a L�ctea— con unos 15 000 millones de a�os, sigue siendo a�n un terreno f�rtil para la formaci�n de estrellas. Se han formado en ella estrellas grandes y peque�as; han nacido y muerto en ella miles de millones de ellas y el material que la compone sigue recicl�ndose en un ir y venir de nuevos astros. Se cree que nuestro sistema solar surgi� de los restos de una enorme estrella que explot� en el pasado remoto; todo en �l, incluyendo los �tomos que forman nuestros cuerpos, form� parte alguna vez de una estrella gigante y espl�ndida que complet� su ciclo de vida y devolvi� al espacio su materia cumpliendo un proceso de reciclaje c�smico que mantendr� por siempre la formaci�n de nuevas estrellas. Y es este proceso de reciclaje el que ha permitido la aparici�n de planetas como el nuestro donde se dieron todos los elementos necesarios para la evoluci�n de la vida, aparici�n que pudo haber ocurrido en millones de otros sistemas planetarios. No existe ninguna raz�n para suponer que somos los �nicos, ni los primeros, ni los �ltimos. La vida inteligente no es m�s que la herencia de las estrellas, un cierto paso m�s en el proceso evolutivo de un Universo vivo que en majestuosa armon�a hace nacer estrellas y hombres y un sin fin de cosas a�n insospechadas.
La energ�a de las estrellas no es inagotable; tarde o temprano, en forma tranquila o explosiva, cada estrella llega a su fin. Las caracter�sticas de las etapas finales de su evoluci�n dependen de su masa: las estrellas peque�as mueren de forma m�s modesta que las grandes, se extinguen simplemente, mientras que las gigantes tienen esplendorosos finales explosivos. Nuestra estrella es de las modestas.
Figura 29. Los residuos de una supernova. La famosa nebulosa del Cangrejo est� formada por los residuos en expansi�n de una enorme estrella que al final de sus d�as estall� como una esplendorosa supernova, hace casi mil a�os. El n�cleo de la estrella qued� convertido en un pulsar que emite intensos pulsos de radiaci�n 30 veces por segundo.
Por efecto del viento solar, el Sol seguir� rotando cada vez de manera m�s lenta, pero su frenamiento ser� ligero, ya que el viento solar actual y futuro es un viento tenue. Posiblemente la actividad magn�tica tambi�n continuar� disminuyendo y las r�fagas ser�n menos violentas. Pero los cambios m�s importantes se ir�n originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusi�n que cada vez tendr� menos hidr�geno y m�s hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se har� m�s caliente y m�s brillante. En unos 1 500 millones de a�os a partir de ahora su luminosidad ser� un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretir� totalmente.
La temperatura del Sol no aumentar� de forma indefinida; dentro de unos 4 o 5 000 millones de a�os, el Sol pr�cticamente habr� quemado todo el hidr�geno de su n�cleo y lo habr� convertido en helio; para entonces su luminosidad ser� casi el doble de la actual y su tama�o habr� aumentado en un 40%. Las reacciones de fusi�n en su n�cleo empezar�n a extinguirse y ya no habr� presi�n suficiente para mantener su tama�o; empezar� a contraerse y con ello a calentarse m�s, y nuevas reacciones de fusi�n de hidr�geno se iniciar�n ahora en las capas circundantes al n�cleo ya agotado. �stas producir�n una nueva expansi�n del Sol y en los 1 500 millones de a�os siguientes alcanzar� un di�metro de m�s de tres veces su tama�o actual y su luminosidad ser� tambi�n tres veces mayor. La temperatura en la Tierra ser� para entonces superior al punto de ebullici�n del agua y todos los oc�anos hervir�n, evapor�ndose y concentr�ndose en densas nubes.
El Sol ser� entonces lo que se conoce como una subgigante roja, pues su temperatura superficial disminuir� y su apariencia se tornar� rojiza.
En los siguientes 250 millones de a�os el Sol seguir� creciendo y su luminosidad ir� en aumento mientras que su superficie se tornar� m�s fr�a; al final de esta etapa ser� una gigante roja de color intenso, con un di�metro 100 veces mayor que su tama�o actual y una luminosidad 500 veces m�s intensa. Mercurio ser� tragado por el Sol en esta etapa y la superficie de la Tierra ser� lava fundida.
El Sol no durar� mucho en este estado. En s�lo 250 millones de a�os su fase de gigante roja terminar� bruscamente, se agotar� pr�cticamente todo el hidr�geno y el centro del Sol se contraer� de nuevo; esta contracci�n ir� aumentando la temperatura central que finalmente alcanzar� un valor de 100 millones de grados. A esta temperatura, el helio, que hasta entonces hab�a sido s�lo un material residual, producto de la quema del hidr�geno, se convierte en un nuevo combustible con el que se iniciar�n nuevas reacciones de fusi�n, ahora de n�cleos de helio para formar n�cleos de carbono con renovada liberaci�n de energ�a; esto calentar� a�n m�s el n�cleo y las reacciones de fusi�n se acelerar�n, aumentando a su vez la temperatura central del Sol hasta un valor de 300 millones de grados.
El encendido del helio en el n�cleo del Sol ser� un suceso explosivo que se llevar� a cabo en unos cuantos minutos, por lo que se le conoce como "el estallido del helio". Esta explosi�n arrojar� al espacio una cantidad considerable de la masa del Sol, tal vez un tercio de ella, despu�s de lo cual la masa restante se contraer� y el Sol se reducir� a s�lo 10 veces su tama�o actual y su color se volver� anaranjado debido a una mayor temperatura superficial. Despu�s del estallido del helio, el Sol ser� ya inestable y sufrir� una serie de oscilaciones en periodos relativamente cortos. Pero su luminosidad seguir� aumentando y volver� a crecer quiz� hasta un tama�o de 25 veces el actual. Sin embargo, ahora sus capas externas ser�n tan diluidas y su n�cleo tan peque�o que su radiaci�n misma acabar� por barrer toda su envoltura gaseosa dejando desnudo su centro mismo y formando lo que se conoce como una nebulosa planetaria.
Figura 30. Una nebulosa planetaria. Otra de las formas como una estrella puede terminar su vida es formando una nebulosa planetaria en la que la mayor parte de su material se ha esparcido dejando en el centro desnudo una estrella enana blanca. Este es el fin que muy probablemente tendr� nuestro Sol.
Finalmente toda la envoltura del Sol se difundir� y lo que quedar� ser� s�lo una peque�a estrella de la mitad de la masa del Sol actual, donde el material se hallar� en un estado de alt�sima compresi�n, ocupando una esfera de di�metro similar al de la Tierra, un cent�simo del di�metro del Sol en nuestros d�as. Su temperatura superficial ser� muy alta, del orden de 10 000 grados, por lo que se ver� brillar con luz blanca; el Sol se habr� convertido entonces en una enana blanca. Esto ocurrir� cuando el Sol tenga alrededor de 15 000 millones de a�os de edad, dentro de unos 10 000 millones de a�os. Su luminosidad ser� entonces de un mil�simo de la actual, la Tierra se enfriar� nuevamente y tal vez, si logr� retener sus nubes, las cuencas de sus oc�anos se llenar�n de nuevo.
El n�cleo, ya casi en su totalidad de carb�n, del Sol que ha quemado ya su helio, nunca alcanzar� temperaturas suficientemente altas para quemar el carb�n. De ah� en adelante el Sol seguir� encogi�ndose y enfri�ndose, aunque tal vez tenga todav�a algunos estallidos que lo abrillanten en forma moment�nea. Pero ahora ya se dirige hacia su fin; al enfriarse se volver� gradualmente amarillo y despu�s rojo y finalmente, despu�s de algunos miles de millones de a�os, se extinguir� para siempre dejando eternamente helado y en tinieblas a su sistema de planetas.
�Qu� futuro le espera a la especie humana? �Ser� en definitiva aniquilada cuando el Sol inicie la evoluci�n hacia su fin, dentro de unos 5 000 millones de a�os? La civilizaci�n humana tiene s�lo unos miles de a�os sobre el planeta Tierra; es a�n muy joven comparada con todo lo que a�n le falta por vivir al amparo del Sol y ha demostrado ya una gran capacidad de desarrollo. �Qui�n puede predecir lo que ser�n las civilizaciones terrestres dentro de 5 000 millones de a�os? Pero si hemos de guiarnos por la historia, podemos esperar que el hombre encontrar� la manera de preservar su especie, de salvar su herencia cultural y transportarla al futuro. Los viajes espaciales son ya una realidad y aunque a�n estamos lejos de poder colonizar otros mundos, aunque a�n no conocemos otros mundos hospitalarios a los que poder emigrar, esto no se ve ya muy remoto. 5 000 millones de a�os son tiempo de sobra para resolver los problemas que en la actualidad ya est�n planteados. El instinto de supervivencia, la utilizaci�n racional de su inteligencia y la conciencia del valor de la conciencia han hecho del hombre la especie m�s empe�ada y m�s capaz de sobrevivir en un universo cambiante y podemos abrigar grandes esperanzas de que lo lograr�.
