Estrellas, galaxias y elementos: las fábricas químicas del universo

Una vez que el universo tiene hidrógeno, helio y gravedad, la historia posterior es en gran parte historia de estrellas: ellas hacen los elementos, los devuelven al espacio y con ese material se construyen planetas y cuerpos vivos.

I. El material de partida y el nacimiento de una estrella

El medio interestelar no es vacío: contiene entre uno y diez átomos por centímetro cúbico, polvo microscópico y campos magnéticos, organizado en nubes frías y burbujas calientes. Una nube molecular colapsa cuando su propia gravedad supera la presión del gas y los campos magnéticos, lo que ocurre al enfriarse por debajo de unas decenas de kelvin.

El criterio de Jeans fija una masa mínima para que una nube colapse: por debajo de esa masa la presión gana y la nube se dispersa sin formar estrella. La fase de protoestrella dura unos cien mil años: el material cae en disco, el centro se calienta y buena parte sale disparada por los polos en jets bipolares.

Una estrella se enciende cuando su núcleo alcanza unos diez millones de kelvin y empieza la fusión del hidrógeno; desde ese instante la gravedad y la presión se equilibran durante milenios. Los pilares de creación en la nebulosa del Águila son paredes de gas y polvo densas que la radiación de estrellas vecinas va erosionando mientras en su interior se forman protoestrellas.

II. Cómo se ordenan las estrellas: el diagrama que sustituyó a la observación directa

El diagrama de Hertzsprung-Russell, construido entre 1911 y 1913, ordena las estrellas por temperatura y luminosidad y revela que no se reparten al azar: se agrupan en una banda diagonal. La secuencia principal es el intervalo de estabilidad en que una estrella quema hidrógeno en su núcleo: el Sol lleva ahí unos 4 600 millones de años y le quedan unos 5 000 más.

La relación masa-luminosidad es muy empinada: duplicar la masa multiplica el consumo por más de tres, de modo que las estrellas grandes viven muchísimo menos que las pequeñas. La secuencia espectral O B A F G K M ordena por temperatura superficial, de unos 35 000 kelvin en las azules a unos 3 000 en las rojas, y el Sol es una estrella tipo G.

Edwin Salpeter mostró en 1955 que las estrellas no nacen en cualquier proporción: la función de distribución inicial favorece con muchísimo las masas pequeñas. Las enanas rojas tipo M son las estrellas más abundantes de la Galaxia, arden con tal lentitud que ninguna ha muerto todavía y dominan el futuro lejano del universo.

III. Cómo se sabe de qué está hecha una estrella

Joseph von Fraunhofer observó en 1814 cientos de líneas oscuras en el espectro solar y las midió con tanta precisión que todavía se designan con sus letras. Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen demostraron en 1859 que cada elemento emite y absorbe a longitudes de onda propias: con ello un laboratorio pasó a poder leer la química de una estrella.

William Huggins tomó espectros de nebulosas en 1864 y descubrió que algunas emitían líneas brillantes: no eran cúmulos de estrellas lejanas sino gas luminoso.

Un espectro sigue siendo el instrumento más informativo de la astronomía: da composición, temperatura, densidad, campo magnético, velocidad radial y, por corrimiento al rojo, distancia cósmica. La ecuación de Saha, formulada por Meghnad Saha en 1920, explica por qué las líneas espectrales cambian con la temperatura y fue lo que permitió a Payne leer composiciones y no solo temperaturas.

La tesis doctoral de Cecilia Payne en 1925 estableció que las estrellas son sobre todo hidrógeno y helio; el artículo que hoy es clásico fue recibida con incredulidad y su autoría se reconoció décadas tarde.

El artículo de 1957 de Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle, conocido como B2FH, ordenó la producción de los elementos en ocho procesos y es todavía el mapa de referencia de la disciplina. El proceso lento de captura neutrónica ocurre en gigantes rojas durante milenios y fabrica la mitad de los elementos más pesados que el hierro, incluida buena parte del estroncio y el plomo.

El proceso rápido exige flujos neutrónicos enormes y solo se alcanza en explosiones: hoy se sabe que su sede principal es la fusión de estrellas de neutrones. La fusión de dos estrellas de neutrones observada en 2017 entregó en unas horas luz, ondas gravitacionales y la firma espectral del oro y el platino recién fabricados.

El calcio de un hueso, el hierro de la hemoglobina y el yodo de la tiroides tienen edades y procedencias distintas: unos salieron de una supernova y otros de una kilonova.

V. Cómo mueren las estrellas y qué devuelven

Cuando se agota el hidrógeno del núcleo, la estrella se expande a gigante roja: la corteza se enfría y enrojece mientras el centro se calienta por contracción gravitatoria. En estrellas de masa solar, el helio se enciende de golpe en el flash del triple alfa, un proceso que construye carbono a partir de tres núcleos de helio casi simultáneos.

Una gigante de masa solar expulsa sus capas externas y deja al descubierto un núcleo caliente que ioniza el gas eyectado: eso es una nebulosa planetaria, sin relación alguna con planetas. La enana blanca resultante es materia degenerada sostenida por el principio de exclusión, y no puede superar 1,4 masas solares sin colapsar.

Por encima de ocho masas solares la estrella enciende combustibles sucesivos y construye una estructura de capas en cebolla: helio, carbono, neón, oxígeno y finalmente hierro en el centro.

Fundir hierro no libera energía sino que la consume: por eso el núcleo de hierro crece hasta que la presión desaparece y el colapso es cuestión de segundos. El colapso del núcleo libera en segundos una energía gravitatoria comparable a la que el Sol emitirá en toda su vida; el rebote de la onda de choque es lo que vemos como supernova.

La supernova de 1987 en la Gran Nube de Magallanes fue la más brillante observable desde Tierra en cuatro siglos y confirmó las predicciones sobre neutrinos y brillo de decaimiento. Si el núcleo residuo queda entre 1,4 y unas tres masas solares se convierte en estrella de neutrones: unos veinte kilómetros de diámetro con la densidad de un núcleo atómico escalado.

Jocelyn Bell detectó en 1967 pulsos regulares de radio construidos con un papel milimetrado por su propia mano; el fenómeno resultó ser una estrella de neutrones giratoria y el Nobel de 1974 se dio a su director de tesis. Por encima de unas tres masas solares ninguna presión conocida sostiene el núcleo y el colapso termina en un agujero negro estelar.

El ciclo de la materia cósmica es lo que hace posible la historia: el gas eyectado por supernovas y gigantes enriquece el medio interestelar y de ese material salen estrellas de segunda generación.

VI. Galaxias: el nivel de organización siguiente

Una galaxia es un sistema ligado por gravedad de estrellas, gas, polvo, materia oscura y agujeros negros, con masas que van de millones a billones de soles. La Vía Láctea mide unos cien mil años luz de disco, contiene entre cien y cuatrocientos mil millones de estrellas y tiene un agujero negro central de unos cuatro millones de masas solares.

Que Andrómeda fuera una galaxia y no una nebulosa dentro de la nuestra lo resolvió Edwin Hubble en 1924 midiendo cefeidas en ella; el debate previo con Shapley se había zanjado con un error de escala. La secuencia de Hubble clasifica galaxias en elípticas, espirales e irregulares; fue pensada como esquema morfológico y durante décadas se interpretó mal como una secuencia evolutiva.

Las galaxias se organizan en grupos, cúmulos y supercúmulos, y dentro de ellos el gas intergaláctico caliente emite rayos X y contiene más materia ordinaria que todas las estrellas juntas. Las galaxias existen donde antes hay un halo de materia oscura: sin ese armazón gravitatorio el gas no se habría enfriado ni concentrado a tiempo para formar discos.

En astronomía todo elemento más pesado que el helio se llama metal: la metalicidad de una estrella es un registro de cuántas generaciones estelares la precedieron en esa región. Walter Baade distinguió en 1944 dos poblaciones estelares por su brillo y su color: la población II, vieja y pobre en metales, y la población I, joven y rica; son la prueba observacional del enriquecimiento químico.

La tasa de formación estelar del universo alcanzó su máximo hace unos diez mil millones de años y desde entonces decae: la mayoría de las estrellas que habrá ya se encendieron. Todo conocimiento sobre el interior de una estrella es inferencia: no se ve el núcleo, se ven neutrinos, oscilaciones superficiales y modelos que tienen que dar la luminosidad correcta.

VII. Trampas frecuentes de esta etapa

Primer error: decir que el oxígeno que respiramos salió de una supernova. Buena parte se fabricó en estrellas masivas de vida corta, pero el detalle depende del modelo y aún se discute. Segundo error: suponer que una nebulosa planetaria tiene que ver con planetas; el nombre viene de su aspecto redondo en los telescopios del siglo XVIII.

Tercer error: imaginar que el espacio interestelar es vacío; es rarísimo, pero su densidad basta para frenar luz, formar moléculas y fabricar estrellas. Cuarto error: tratar el agujero negro como aspiradora cósmica; a la distancia de una órbita normal su gravedad es como la de cualquier objeto de esa masa.

La astrofísica es un ejemplo claro de ciencia por escalones: un artesano mide líneas, un químico las explica, una tesis lee la composición y una explosión confirma la predicción. En 1835 Augusto Comte sostuvo que jamás sabríamos la composición de las estrellas; cuarenta años después la espectroscopía hizo justo eso. Es el ejemplo de manual de un límite declarado por error.