Capítulo V

SIMBIOSIS ESTELAR

En el capítulo IV hemos examinado la serie completa de todas las sucesivas condensaciones, desde las de las protogalaxias primitivas hasta las de las estrellas individuales, planetas y satélites de aquellos planetas. Un hecho al que todavía no se le ha concedido la debida importancia es que las estrellas individuales, como nuestro Sol —con sistemas planetarios o sin ellos—, son una excepción más bien que la regla. Casi el 80 por 100 de todas las estrellas son estrellas múltiples —principalmente, estrellas dobles (binarias)—, pero, en algunos casos, aun triples y cuádruples.[29] Consecuentemente, el problema de las estrellas múltiples adquiere importancia fundamental en cualquier teoría del origen estelar y su evolución.

Los astrónomos clasifican a las estrellas dobles como binarias visuales, espectroscópicas y eclipsantes; pero esta clasificación se refiere al método de observación más bien que a la naturaleza física de los pares. Si dos estrellas están lo suficientemente alejadas, en relación con su distancia a nosotros, como para aparecer como dos estrellas a través del telescopio, el par se llama binario visual. En tal caso podemos estudiar sus movimientos orbitales con detalle y obtener un máximo de información en cuanto se refiere a las propiedades mecánicas del sistema. Sin embargo, si los dos componentes de una binaria están muy cerca el uno del otro o si el sistema binario se halla muy lejos, la observación telescópica mostrará solamente un punto luminoso y la naturaleza binaria de la estrella sólo será registrada por medio del espectroscopio: entonces la componente A se mueve hacia nosotros durante medio período de su rotación y se aleja durante el otro medio; la componente B se aleja de nosotros mientras A se nos aproxima, y viceversa. Por tanto, cada línea del espectro mostrará un desdoblamiento periódico debido al efecto Doppler, que nos proporciona directamente el período de rotación de las componentes y sus velocidades orbitales o, de modo más preciso, la proyección geométrica del movimiento orbital sobre las visuales. Así, el espectroscopio, en el caso de estas binarias espectroscópicas, no sólo revela que la estrella es binaria, sino que también nos suministra casi la misma información que por observación directa se obtiene para las binarias visuales.

En casos excepcionales puede ocurrir que una estrella doble se oriente en el espacio de tal manera que la visual desde la Tierra coincida muy aproximadamente con el plano del movimiento orbital de las componentes. En este caso, las dos estrellas se eclipsarán periódicamente la una a la otra, suministrando información adiciona sobre las dimensiones de sus discos, a menudo, sobre la naturaleza de sus atmósferas.

Desde el punto de vista de la evolución estelar, las binarias son sólo de especial interés en aquellos casos en los que la distancia entre las dos compañeras es lo suficientemente pequeña —debe ser comparable a sus diámetros— como para producir fuertes interacciones físicas entre sus atmósferas. Un ejemplo típico de semejante sistema binario cerrado o de contacto lo suministra la segunda estrella más brillante de la constelación de la Lira, la Beta de la Lira, que se compone de una estrella gigante azul y otra compañera amarillenta, mucho menor. La separación de las dos es, aproximadamente, igual al diámetro de la principal componente. La figura 33, que se basa en los resultados de la observación obtenidos por Otto Struve y los estudios teóricos de Gerard P. Kuiper, muestra lo que sucede a las capas más externas de estas estrellas como consecuencia de la gravedad de Newton. Parece ser que una corriente masiva de gases calientes abandona la superficie de la estrella mayor y se dirige hacia su compañera más pequeña a una velocidad media de casi 300 kilómetros por segundo. Pero a causa de la rotación del sistema total, esta corriente yerra su blanco y pasa por detrás de la más pequeña, la cual, sin embargo, desvía intensamente la corriente debido a su campo gravitatorio. Una parte de la corriente se retuerce completamente sobre sí misma y regresa a su manantial de origen. Pero otras porciones de la corriente, que se mueven con mayor rapidez, son claramente arrojadas al espacio, moviéndose según una trayectoria en espiral, que se expande gradualmente. Es probable que algo de este material sea capturado por la componente más pequeña, permitiendo un aumento gradual de su masa.

En el estado actual de nuestros conocimientos es difícil decir cuál será la evolución en el futuro de este y otros sistemas similares. En particular, la observación no nos ha revelado todavía si este cambio de material entre las dos estrellas de un conjunto binario cerrado provocará un aumento o una reducción de la distancia entre ellas. Si la distancia aumenta, podemos esperar que la corriente gaseosa pierda volumen gradualmente y, por fin, se desvanezca por completo; si la distancia disminuye, debe producirse un contacto real, haciendo que la estrella pequeña se funda con la mayor en un solo cuerpo.

Pero por importante que sea el origen de los sistemas múltiples para la cosmogonía general, todavía nos hallamos, por desgracia, sin una teoría satisfactoria que los explique, aunque se han realizado una gran cantidad de trabajos sobre el problema. Parece muy probable que el fenómeno esté algo relacionado con la presencia de altas velocidades angulares en el material original de que se formaron las estrellas. Es un hecho que el porcentaje de binarias es mucho más alto entre las estrellas que pertenecen a los brazos en espiral (población estelar I) que entre las estrellas que pueblan la región casi esférica que rodea el cuerpo central galáctico (población estelar II).[30]

Parecería lógico pensar que las binarias deben de haberse originado por medio de la fisión de estrellas individuales que giraban rápidamente. Y, en efecto, cuando una estrella recién formada se contrae de tal modo que su radio se hace cada vez más y más pequeño, su velocidad de rotación aumenta gradualmente y al fin alcanza un valor crítico, en el cual la fuerza centrífuga llega ser lo suficientemente fuerte como para que se desgaje de ella otra estrella aparte,

constituyendo así un conjunto cerrado de contacto binario. La ulterior historia de la evolución del grupo binario estará entonces determinada por la interacción gravitatoria entre los dos componentes y puede dar lugar a un considerable aumento de la distancia entre las dos estrellas. Cuando éstas se hallan muy cercanas una de otra, esta interacción adquiere una forma de desgajamiento similar a la descrita para la Beta de la Lira. Cuando las distancias se hacen mayores, existirán mareas ordinarias de fuerza semejante a las que están alejando a la Luna de la Tierra (véase cap. I).

La principal objeción para la fisión teórica en el origen de las binarias está en el hecho de que tal ruptura no puede esperarse que se produzca en estrellas con una distribución normal de densidad en sus cuerpos. Fue demostrado matemáticamente por James Jeans que la fisión de un cuerpo que gira rápidamente sólo puede producirse si el cuerpo posee una densidad aproximadamente uniforme desde el centro a la superficie. Si existe una concentración definida de materia en la región central, el proceso de rompimiento seguirá un curso por completo diferente. En este caso, la estrella desarrollará una especie de abultamiento ecuatorial aguzado y el material será expelido desde el borde como fino rocío. La diferencia entre los dos casos se ilustra en la figura 34. Sabemos que todas las estrellas normales poseen unos centros muy condensados; la densidad en la región central de nuestro Sol excede a la de su densidad media por un factor de casi 100. Podemos también observar muchos casos de estrellas que giran rápidamente y que en la actualidad expulsan material a partir de sus abultamientos ecuatoriales. Podríamos deducir, pues, que el proceso de escisión no es una explicación aceptable.

Sin embargo, toda nuestra información proviene de estrellas que se formaron hace algún tiempo y que han tenido el suficiente para reajustar la distribución de la materia en sus interiores. No sabemos nada sobre la distribución de esta densidad en una estrella in statu nascendi, inmediatamente después de su condensación a partir del material gaseoso difuso primitivo. Tal protoestrella, en tanto que se contrajo lo suficiente para adquirir una alta velocidad de rotación, pudo aún poseer una distribución más bien uniforme de la masa en todo su interior. En tales condiciones, pudo producirse todavía el proceso de escisión, dando lugar a dos componentes que más tarde reajustarían la distribución de sus densidades normales dentro de sus cuerpos.

Lo que dificulta la solución del problema del origen de las estrellas binarias, así como la de otros muchos problemas de la cosmogonía, es que nunca tenemos la suerte de observar el proceso de formación mismo: nos encaramos con el producto terminado. Así, nos vemos privados de elementos muy importantes de prueba, que obtendríamos por la observación directa de la formación. Y la teoría matemática del proceso, que sería lógico que se produjese en un medio gravitatorio turbulento, es tremendamente complicada y en gran parte se halla fuera del alcance del método analítico ordinario. No obstante, puede esperarse que se efectúen muchos progresos en un próximo futuro mediante el empleo de las modernas máquinas calculadoras electrónicas, con las que se pueden acometer complejos problemas hidrodinámicos con mucha mayor facilidad que la que tiene un estudiante de segunda enseñanza aventajado para resolver un problema algebraico de rutina. Tales estudios, cuando se completen, también nos dirán por qué la condensación del material difuso primitivo permitió en algunos casos que se engendraran estrellas dobles o múltiples, mientras que en otros el resultado fue una estrella individual con un sistema planetario.

En un principio, cuando las estrellas se formaron por la condensación de las protogalaxias primitivas, sólo eran esferas gigantescas de material gaseoso tibio que se contraían lentamente; sin embargo, como resultado de la condensación progresiva y liberación simultánea de vastas cantidades de energía gravitatoria, estas esferas gaseosas se calentaron rápidamente y sus superficies empezaron a emitir luz visible. Cada una de estas estrellas comenzó a recorrer el curso de su evolución contráctil, desde un estado más bien de dilución al rojo con luminosidad relativamente baja, hasta el estado de condensación elevada y luminosidad brillante al blanco. Al describir las propiedades que se observan en las estrellas, es costumbre emplear el llamado diagrama de Hertzsprung-Russell (fig. 35), en el que las luminosidades de las estrellas (o, mejor dicho, los logaritmos de aquellas luminosidades) están representadas en función de los colores de las estrellas, caracterizados por sus temperaturas superficiales. En el diagrama, los caminos de la evolución contráctil están representados por líneas rectas que van desde la parte inferior a la derecha, hacia arriba a la izquierda.

Cuando una estrella está evolucionando por contracción gravitatoria, la temperatura de su superficie y su luminosidad aumentan continuamente y con bastante rapidez al paso del tiempo. Si, por ejemplo, el estado presente del Sol fuera precisamente una etapa transitoria de tal evolución por contracción, se podría esperar que su luminosidad se hiciera doble cada diez millones de años. De aquí se deduce que hace diez millones de años la cantidad de radiación solar que golpeaba la superficie terrestre habría sido insuficiente para mantener las temperaturas superficiales por encima del punto de congelación del agua.[31] Si esto fuese verdad, los océanos de las primeras épocas geológicas habrían sido meramente trozos sólidos de hielo, que se derritieron hace poco tiempo, relativamente.

Sabemos, sin embargo, que esto no puede ser verdad. Las pruebas paleontológicas muestran que la temperatura de nuestro planeta ha permanecido muy cerca de los valores presentes durante un periodo de, por lo menos, un billón de años, el tiempo necesario para el desarrollo de las formas actuales de vida. Así pues, nos vemos forzados a concluir que nuestro Sol y presumiblemente todas las otras estrellas poseen algún otro manantial más rico de energía, que las faculta para mantener su statu quo por muy largos períodos de tiempo. Y difícilmente se puede dudar de que este otro material de energía tiene que verse en las transformaciones nucleares que se producen en los ardientes interiores de las estrellas. Tan pronto como la temperatura central de una estrella en rápida evolución contráctil alcanza el punto de ignición de las reacciones nucleares, la contracción se detiene y las estrellas permanecen en su nuevo statu quo nuclear hasta que este material de energía se agota finalmente.

Por el diagrama de Hertzsprung-Russell podemos ver que la mayoría de las estrellas existentes se hallan colocadas a lo largo de una banda estrecha conocida por serie principal, que va a través de los caminos de la evolución contráctil. Ésta debe de ser, pues, la serie de puntos en los cuales comienzan a actuar las fuentes de la energía nuclear en estrellas de distintas masas. Para investigar qué reacción especial nuclear es la que determina el cese de la contracción, debemos conocer cuáles son las condiciones físicas que existen en las regiones centrales de las estrellas pertenecientes a la serie principal. Esta información nos la proporciona la teoría sobre la estructura estelar desarrollada por el astrofísico inglés Arthur Eddington y sus sucesores. A primera vista, el problema de hallar las temperaturas y presiones que prevalecían en el interior de las estrellas parece realmente muy difícil. Pero, no obstante, lo cierto es que en la actualidad podemos reunir mucha más información real y extensa sobre las condiciones existentes en el interior de una estrella alejada de nosotros varios cientos de años-luz, que sobre las que existen en el interior de la Tierra a tan sólo unos cuantos miles de kilómetros bajo nuestros pies. Esto se debe a que la Tierra esta constituida por materiales sólidos y fundidos, en tanto que las estrellas lo están en su totalidad por gases que obedecen a leyes físicas mucho más sencillas.

El material gaseoso que constituye el interior de una estrella es aún más sencillo en sus propiedades físicas que lo es el aire atmosférico. Debido a las temperaturas extremadamente altas, los átomos de ese gas están disociados en núcleos atómicos descortezados y electrones libres. Con nuestros actuales conocimientos de física atómica, podemos predecir las características de tal gas con un alto grado de certeza y deducir asimismo fórmulas seguras y sencillas de sus propiedades mecánicas, ópticas y eléctricas. En posesión de estas fórmulas, y partiendo de las condiciones físicas observadas en la superficie de una estrella, podemos determinar, paso a paso, las condiciones que prevalecen en las capas más profundas, terminando con cifras para la temperatura, presión y densidad en el mismo centro. Estos cálculos se verificaron primero para nuestro propio Sol y demostraron que en su centro la temperatura debe de andar por los 20 millones de grados, y que la densidad en ese mismo centro viene a ser alrededor de un centenar de veces la del agua.[32]

Aplicando el mismo método a las estrellas de la serie principal, Eddington descubrió que, tanto si se elige una estrella muy débil como una muy brillante, la temperatura central de ellas es siempre próxima a los 20 millones de grados. Claro que existe alguna diferencia entre unas y otras, pero es sorprendentemente ligera; sin duda, este valor de 20 millones de grados representa la temperatura de ignición de las reacciones termonucleares que mantienen las luminosidades constantes de las estrellas de la serie principal.

Para establecer la reacción particular que todo esto supone y las especies de elementos químicos que participan en ella, hemos de volver a los resultados de la física nuclear, tanto experimental como teórica.

Es sabido que las reacciones nucleares se producen cuando dos núcleos chocan con una velocidad suficiente para penetrar las barreras de la repulsión eléctrica mantenida por sus cargas positivas. En los varios tipos de trituradores de átomos empleados en los laboratorios físicos, estas colisiones a alta velocidad se efectúan mediante la aceleración de las partículas en campos de elevado voltaje eléctrico. En las estrellas, la misma suerte de colisiones se produce debido al intenso movimiento térmico de las partículas originado por las temperaturas extremadamente altas. Usando la teoría del cuanto para las reacciones nucleares desarrollada por E. U. Condon y R. Gumey, e independientemente por mí mismo hace más de veinte años, se puede calcular la proporción de la liberación de energía para los diferentes elementos a distintas densidades y temperaturas. Tales cálculos fueron llevados a cabo por primera vez en 1929 por R. Atkinson y F. Houtermans. Ellos indicaron que las únicas reacciones nucleares que pueden producir las cantidades de energía observadas en las condiciones del interior del Sol son las reacciones entre el hidrógeno y los núcleos de los elementos ligeros.

En aquellos tiempos, no obstante, el conocimiento empírico de los diferentes tipos de las reacciones nucleares estaba en la infancia y sólo hacía diez años que se había podido establecer con todo detalle la reacción solar.

Sabemos ahora que el proceso mediante el cual se provee el Sol de energía nuclear consiste en una serie de reacciones que ha sido llamada el ciclo del carbono. Esta cadena de reacciones nucleares, sugerida independientemente por H. Bethe y por Cari von Weizsácker, en 1938, aparece en la figura 36. Su resultado neto es la transformación del hidrógeno en helio a través de la acción catalítica del carbono y del nitrógeno.

Una reacción «competidora», propuesta primero por C. Critchfield casi al mismo tiempo que la anterior (véase fig. 37), da lugar a la misma transformación, o sea la del hidrógeno en helio, sin la ayuda de ningún catalizador nuclear. En nuestro sol, alrededor del 85 por 100 de la liberación de energía se produce a través del ciclo carbónico, mientras el proceso de Critchfield hidrógeno-helio (H-H) es el origen del 15 por 100 restante. Y como las dos reacciones dependen en gran proporción de la temperatura, sus importancias relativas varían para las diferentes estrellas, según su masa y luminosidad. En las que son mucho más brillantes que nuestro Sol, como, por ejemplo, Sirio, el ciclo del carbono es virtualmente el origen de toda la producción de energía, mientras que en las estrellas mucho más débiles que nuestro Sol se debe casi exclusivamente al proceso H-H.

En ambas reacciones existe un proceso de consumo de hidrógeno; pero como más de la mitad del material estelar es hidrógeno, las estrellas son capaces de mantener su statu quo durante un tiempo extremadamente largo, que equivale a muchas veces la duración del período contráctil. Como el hidrógeno de una estrella se transforma lentamente en helio, el radio de la estrella, su luminosidad y temperatura superficial permanecen esencialmente invariables, aumentando sólo de una manera ligera cuando el contenido de hidrógeno de la zona de transformación decrece demasiado.

Pero cuando el hidrógeno se ha agotado, la estrella debe reanudar su contracción largamente interrumpida y empezará a recorrer la última etapa del lapso de su vida. Antes de hablar de lo que ocurre en una estrella moribunda, debemos incluir algunas notas sobre otras reacciones nucleares.

Como el autor de esta obra y Edward Teller, en colaboración, mostraron hace algún tiempo, puede esperarse que algunas reacciones nucleares se produzcan en una etapa relativamente primitiva del período de contracción de una estrella. Si observamos una lista completa de todas las reacciones nucleares posibles entre los elementos ligeros, hallamos que existen seis que tienen los puntos de ignición mucho más bajos que los del ciclo del carbono o los del proceso del hidrógeno-helio. Éstas son las reacciones entre el deuterio, el litio, el berilio y el boro por un lado, y el hidrógeno por otro. Son las siguientes:

₁D² + ₁H¹ ₂He³ + radiación

₃Li⁶ + ₁H¹ ₂He⁴ + ₂He³

₃Li⁷ + ₁H¹ ₂He⁴ + ₂He⁴

₄Be⁹ + ₁H¹ ₃U⁶ + ₂He⁴

₅B¹⁰ + ₁H¹ ₆C^u + radiación

₅B¹¹ + ₁H^l ₂He⁴ + ₂He⁴ + ₂He⁴

Los puntos de ignición de estas seis reacciones oscilan entre uno y siete millones de grados. La diferencia fundamental entre ellas y las del ciclo del carbono es que aquéllas no son cíclicas, lo que significa que los elementos ligeros que en ellas intervienen no se regeneran. Y del hecho de que el deuterio, el litio, el berilio y el boro representen únicamente una fracción tan pequeña de la masa total estelar, deducimos que las interrupciones del período de contracción de las estrellas jóvenes originado por estas reacciones nucleares debe de ser relativamente corto.

Si estas breves interrupciones fuesen representadas en el diagrama de Hertzsprung-Russell, causarían una ligera acumulación de puntos a lo largo de las líneas punteadas que corren paralelas a la derecha de la serie principal (figura 35); pero como sólo existen muy pocas estrellas en estas regiones del diagrama, es difícil observar acumulaciones de esta clase. Debido a que el volumen principal de la población estelar de nuestra galaxia nació y pasó su juventud hace billones de años, y a que la proporción de nacimientos de nuevas estrellas en la era presente es excesivamente baja, es casi imposible reunir suficiente material estadístico para el estudio de las etapas primitivas por contracción de la evolución estelar. O por lo menos no se ha recogido suficiente material estadístico hasta la fecha.

Llegamos ahora a la etapa final de la evolución estelar, a la etapa en la que una estrella se aproxima al agotamiento de las reservas de su hidrógeno original. Como hemos visto en el capítulo I, el agotamiento de este hidrógeno puede esperarse en la era presente para todas las estrellas de la primitiva tanda que tengan masas hasta cuatro o cinco veces la de nuestro Sol.

En el diagrama de Hertzsprung-Russell, esta franja de estrellas que envejecen (fig. 38) interrumpe a la serie principal algo por encima de Sirio. Está caracterizada por toda clase de conductas raras.

A la derecha de la serie principal hay un gran grupo de estrellas conocidas con el nombre de gigantes rojas, que poseen mucho mayor diámetro, mucho más bajas densidades medias y temperaturas superficiales mucho menores que las estrellas normales de la serie principal de igual masa. Muchas de las estrellas que pertenecen a este grupo se hallan, al parecer, en un estado de inestabilidad, y sus gigantescos cuerpos se hinchan y deshinchan una y otra vez, originando variaciones periódicas de luminosidad. El período de pulsación aumenta conforme avanzamos en la línea de la serie principal. Los períodos de pulsación cortos, que van desde unas cuantas horas a casi un día, son característicos de los llamados cúmulos variables, que se hallan corrientemente en los cúmulos globulares (de aquí el nombre), y que pertenecen a la población estelar II. Las cefeidas variables pulsátiles, con períodos desde unos cuantos días a varios meses, se encuentran la mayoría entre la población estelar I en las regiones de los brazos en espiral. Finalmente existen las variables de largos períodos pulsátiles, que muestran realmente unos cambios irregulares en su luminosidad, que a menudo se extienden a períodos de muchos años.

A la izquierda de la serie principal hay un grupo de estrellas contraídas que poseen tan extremadamente altas temperaturas superficiales (de varios cientos de miles de grados), que el gas de sus capas más externas está continuamente disipándose por la propia presión de su radiación. Este grupo incluye las estrellas de Wolf-Rayet (llamadas así por sus dos descubridores), que arrojan corrientes de gas a velocidades de hasta 3 000 km por segundo. Se ha calculado que las estrellas de Wolf-Rayet, expulsando su material en tal proporción, no podrían durar más que unos pocos millones de años.

Un proceso de expulsión considerablemente menos violento se observa en el núcleo de las nebulosas planetarias.[33] Estas estrellas arrojan gases a las velocidades relativamente bajas de 10 a 20 km por segundo, y estos gases son también considerablemente más densos que los expulsados por las estrellas de Wolf-Rayet. Al ser iluminada por la radiación ultravioleta de la estrella central ardiente, esta envoltura gaseosa fluoresce, haciéndose fácilmente accesible a la observación directa y a la fotografía (lám. VIII).

Localizadas en el mismo lado de la serie principal, pero algo más bajas en su escala luminosa, se hallan tipos de estrellas que están sometidas a explosiones periódicas violentas. Del mismo modo que las estrellas pulsátiles exhiben una amplia gama de períodos de pulsación, así los intervalos de tiempo entre las explosiones en estas estrellas varían dentro de amplios límites. Podemos mencionar primero las estrellas U de los Gemelos (llamadas así por una representante típica del grupo), algunas de las cuales estallan cada quincena, mientras otras lo hacen solamente una vez en varios meses. Un hecho muy importante de estas estrellas de explosiones periódicas fue descubierto por Kukarkin y Parenago, a saber, que la intensidad de las explosiones es directamente proporcional a su intervalo de tiempo. Por ejemplo, la estrella conocida por AB del Dragón estalla por término medio cada quincena, y durante cada una de sus explosiones su brillo aumenta hasta quince veces el normal. Las mismas U de los Gemelos estallan con intervalos de noventa y siete días, con un aumento de un centenar de veces en su brillo. De este modo, el intervalo de tiempo es siete veces el de AB del Dragón y la explosión es siete veces más potente. Estas relaciones entre intervalos de tiempo e intensidad de explosión indican que en todas las estrellas del tipo U de los Gemelos que estallan periódicamente la cantidad media de energía liberada es constante. La diferencia entre las varias estrellas representativas radica meramente en la proporción que exista entre los intervalos de tiempo en los que se gasta energía y aquellos en los que ésta se acumula, ya que, con toda probabilidad, partimos de estrellas con masas idénticas. Todas las reacciones termonucleares son extremadamente sensibles a la masa estelar, la cual determina la temperatura. Por esto parecería imposible que estrellas de diferentes masas tengan la misma proporción de energía liberada.

Si esto es verdad, las estrellas U de los Gemelos con diferentes períodos deben considerarse como representantes de distintas etapas de evolución en la vida de una estrella individual de aquel tipo. Como veremos más tarde, existen realmente buenas razones teóricas para esperar esta clase de conducta de estrellas que han agotado sus reservas de hidrógeno.

Además de las que se producen en las estrellas U de los Gemelos, existen otras explosiones periódicas de estrellas, mucho más raras, pero mucho más fuertes. Las dos estrellas conocidas con el nombre de RS de Ofiuco y U del Escorpión parecen estallar periódicamente, a intervalos de treinta a cuarenta años, pues se han observado una repetición en la primera y dos en la segunda. Durante estas explosiones su brillo aumentó varios miles de veces; claro es que existen las novas ordinarias, que aumentan su luminosidad varios millones de veces y que nunca se vio que estallasen más que una vez. Sin embargo, aplicando la relación Kukarkin-Parenago, encontraríamos que los períodos de explosión de estas estrellas estarían en las vecindades de los diez mil años, período que es mucho más largo de lo que la ciencia astronómica lleva funcionando. En la lámina IX se ve una envoltura gaseosa típica producida por la explosión de una nova.

Por último, aunque no menos significativas, se hallan las explosiones de las supernovas, durante las cuales una estrella aumenta su brillo un billón de veces, a menudo superando en brillo a toda la galaxia a la que pertenece. Las explosiones de las supernovas son, ciertamente, muy raras. Conocemos miles de estrellas U de los Gemelos y vemos las explosiones de una docena de novas en nuestra galaxia cada año. Pero sólo hay una explosión de supernovas cada cuatro siglos.

Quizá la estrella de Belén fue la primera explosión de supernova que se recuerda en los anales de la Historia. Sin embargo, el primer ejemplo de supernova que se recuerda científicamente fue el del 4 de julio de 1054. Si observamos el punto del cielo donde los astrónomos contemporáneos chinos localizaron su estrella nueva, podemos encontrar una nebulosidad luminosa conocida con el nombre de nebulosa del Cangrejo, con una estrella muy débil en su centro (lámina X); aunque este objeto pueda parecer similar a una nebulosa planetaria (lámina VIII) o la envoltura arrojada por una nova ordinaria (lámina IX), es en la actualidad mucho más grande. La masa total de gases que forman la nebulosa del Cangrejo se estima que es alrededor de nueve veces la del Sol; la masa de la envoltura luminosa de la nebulosa planetaria nunca excede de un tanto por ciento muy pequeño de la masa del Sol. La velocidad de expansión es de 1111 km por segundo, la más alta velocidad que se haya observado nunca dentro de una galaxia. La estrella central de la nebulosa del Cangrejo que ocasiona la radiación de onda corta es la que hace que las masas gaseosas en expansión sean fluorescentes y parezcan densas teniendo en su superficie una temperatura de casi medio millón de grados.

Desde la supernova de la China en 1054, sólo han ocurrido otras dos explosiones similares en nuestra galaxia. Una fue recordada por el famoso astrónomo danés Tico Brahe en 1572, y la otra en 1604 por Kepler, alumno de Tico Brahe y descubridor de las leyes del movimiento planetario. Aunque estas dos explosiones deben de haber sido cada una de ellas tan tremendas y violentas como la de 1054, y arrojarían presumiblemente iguales envolturas gaseosas, su recuerdo no presenta un cuadro tan espectacular como el de la nebulosa del Cangrejo. Esto es debido probablemente, en su mayor parte, a las condiciones desfavorables de iluminación en estos dos últimos casos.

La extrema rareza de las supernovas en nuestra galaxia no significa que tengamos que esperar otro siglo o así antes de estar en condiciones de observar alguna. Si existe una supernova en nuestra propia galaxia cada cuatrocientos años por término medio, podemos esperar ver una supernova por año si mantenemos bajo observación a los cientos de galaxias vecinas. Este plan fue adoptado por Walter Baade y Fritz Zwicky, del Observatorio de Monte Wilson, y al cabo de unos cuantos años han conseguido una cantidad suficiente de excelentes fotografías de supernovas que proporcionan una multitud de detalles. Las etapas sucesivas del desarrollo de una supernova se muestran en la lámina XI.

Después de este rápido repaso a las distintas clases de inestabilidad estelar, podemos ahora dirigir directamente nuestra atención a las diversas tentativas de explicar estos fenómenos mediante modelos estelares con provisión de hidrógeno decreciente. La teoría actual de la estructura estelar sostiene que la energía liberada por las reacciones termonucleares en el centro de las estrellas es transportada a la superficie mediante dos procesos diferentes. En la región que rodea inmediatamente al manantial central de energía, que contiene alrededor del 10 por 100 de la masa estelar, la temperatura gradiente es tan rápida, que el material gaseoso empieza a circular radialmente hacia fuera, formando una multitud de turbulentas corrientes en convección. La energía es simplemente transportada hacia fuera por las corrientes de movimiento impetuoso de la materia calentada, en un proceso parecido al que podemos observar en una cafetera de filtro.

Tras esta zona de convección se halla la región tranquila de la estrella —el restante 90 por 100—, donde no existe esencialmente movimiento de material. El calor es transportado a través de estas regiones por conducción directa, de igual modo que es conducido a lo largo de una barra metálica calentada sólo por un extremo (fig. 39, a la izquierda).

Las corrientes turbulentas en la zona de convección no solamente transportan el calor, sino que también mezclan el material completamente, llevando así hidrógeno fresco dentro de la región central donde las reacciones nucleares se producen. Conforme el tiempo transcurre, el material en la zona de convección se deshidrogeniza gradualmente; el otro 90 por 100 del cuerpo estelar, en el que el calor fluye por conducción, pero en el cual no se originan reacciones nucleares, puede conservar su hidrógeno original virtualmente intacto.

Sin embargo, con las estrellas rotatorias que giran rápidamente, la situación es por entero diferente. De acuerdo con el teorema de Von Zeippel, se puede esperar que esta clase de estrellas posean corrientes de convección secundarias que desde los límites de la zona central de convección vayan por todas partes a la superficie (fig. 39, a la derecha). Si así sucede y si las otras corrientes son lo suficientemente rápidas, el contenido de hidrógeno puede extenderse uniformemente a través del cuerpo total de la estrella.

Si, como puede esperarse en estas estrellas de rápida rotación, la disminución de las reservas del hidrógeno se produce uniformemente en todo el cuerpo estelar, el agotamiento final del contenido de este gas dejará en esencia la estrella en el mismo estado en el que estaba antes de que el material de energía nuclear comenzara a actuar. Puede esperarse entonces que la estrella continúe su interrumpida contracción. Y entonces su posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell se correrá hacia adelante y a la izquierda de la serie principal, hacia la región de radios menores, más altas luminosidades y mayores temperaturas superficiales.

En cierta etapa de la contracción, la temperatura superficial de la estrella llega ciertamente a ser tan alta que la presión de la radiación empezará a rasgar su atmósfera; un proceso similar ha sido observado en las estrellas de Wolf-Rayet y en las nebulosas planetarias. Más tarde aún, cuando la temperatura de las partes centrales de la estrella alcanza varios millones de grados, puede esperarse que se produzca un nuevo y algo desacostumbrado proceso nuclear. Como demostró el autor de esta obra en colaboración con M. Schónberg, pueden ocurrir reacciones nucleares a tan elevadas temperaturas que produzcan enormes cantidades de neutrinos[34] que escaparán a través del cuerpo de la estrella, transportando a lo lejos el calor del interior. El enfriamiento de las partes interiores de la estrella por este proceso Urca[35] es tan rápido que puede ocurrir que toda la estrella entre en colapso. En el curso de tal colapso repentino, se arrojarían muy grandes cantidades de material tremendamente caliente y luminoso. Se discute todavía si actualmente se producen en el universo fenómenos de este tipo y si pueden ser considerados como el origen de algunas de las explosiones observadas, como, por ejemplo, las de las supernovas.

En aquellos casos en los que la mezcla del material estelar queda limitada a las zonas de convección central, la evolución de las diferentes estrellas puede tomar direcciones radicalmente diferentes. Es fácil comprender que el agotamiento completo del hidrógeno en la zona de convección central puede provocar una difusión de la llama nuclear desde el centro a la primera capa intermedia, entre las regiones convectivas y no convectivas, donde todavía existen grandes cantidades del combustible hidrógeno. En esta etapa, la estructura de la estrella sería la llamada modelo de reacción nuclear (fig. 40), que consiste en un centro isotérmico deshidrogenado (una primera región de convección) rodeado de una envoltura rica en hidrógeno. La reacción nuclear (ciclo del carbono) se producirá entonces en una capa más interior de la envoltura y gradualmente se irá corriendo hacia la superficie en un proceso que guarda estrecha analogía con el anillo de fuego creciente en un prado seco durante un día apacible.

Las propiedades de la reacción nuclear fueron estudiadas primero por el autor de este libro en colaboración con C. Critchfield (famoso por el proceso H-H) y G. Keller, y por otros varios investigadores. Pero una gran parte de la conducta probable de una estrella está todavía rodeada de misterio. Parece que puede elegir entre dos modos diferentes de evolución —ambos matemáticamente posibles— cuando los elementos generadores de energía nuclear se dirigen a la superficie.

El primer modo consiste en que el radio de la estrella puede aumentar apenas sin límite, originando una rápida caída en su temperatura superficial. En este caso, la estrella se moverá a través del diagrama Hertzsprung-Russell hacia la región ocupa da por las estrellas rojas gigantes. A. Reiz, en Suecia, ha demostrado que puede construirse un modelo de la estrella llamada la Cabra, en la hipótesis de que las transformaciones del ciclo del carbono se produzcan en la superficie más interna de una capa que incluye un centro deshidrogenizado.

La segunda posibilidad de evolución radica en que las propiedades de la estrella permanezcan realmente similares a las de las estrellas de la serie principal, hasta que el tamaño del centro deshidrogenizado exceda de cierto límite. Entonces la estrella será capaz de mantener su equilibrio estático normal. El autor de este libro y C. Longmire han demostrado que puede esperarse que la estrella cambie a un estado en el que su radio sea objeto de cambios periódicos lentos. Cuando la creciente reacción nuclear acaba por exceder el punto crítico en el que es posible el equilibrio, estas oscilaciones tendrán un período más bien corto y una amplitud pequeña. Conforme crece la reacción nuclear, el período aumenta en longitud y en amplitud.

Claro es que las oscilaciones de largo período derivadas de una investigación matemática de una reacción nuclear representan cambios lentos que no contribuyen directamente a la comprensión del proceso de las explosiones espontáneas. Sin embargo, en ciertas etapas en el límite entre el núcleo caliente deshidrogenizado y la envoltura rica en hidrógeno algo más fría, puede desarrollarse una inestabilidad conveccional y dar lugar a una rápida mezcla de las dos regiones. Si esto ocurre, tendremos un efecto parecido al que obtendríamos derramando un balde de gasolina fría sobre unas brasas de carbón: la energía nuclear se liberaría en forma de llamarada y la estrella estallaría como una bomba. La magnitud de la explosión dependería, naturalmente, de las masas de las regiones inestables limítrofes.

Es posible que cuanto más avance hacia la superficie exterior la capa productora de energía nuclear, sea mayor la explosión. Si esto es correcto, tendríamos un modelo de estrella caracterizado por explosiones periódicas de siempre creciente intensidad y que se sucederían con intervalos de tiempo cada vez más largos. Esto puede ser la explicación de la serie U de los Gemelos nova supernova descrita anteriormente.

Si aceptamos este punto de vista, tendremos que considerar todas las explosiones estelares como etapas sucesivas en la evolución de una estrella que envejece, empezando con las hinchazones menores de las del tipo de las U de los Gemelos y terminando con el fantástico resoplido de las supernovas. Pero esta teoría está basada en la actualidad en su mayor parte, en la intuición y en la conjetura. Sólo podrá considerarse establecida cuando se haya completado con un análisis matemático, largo y fastidioso por su propia naturaleza. Tales cálculos se han emprendido ahora y probablemente se llevarán a cabo por medio de calculadores electrónicos. Se puede uno formar una buena idea de la complejidad de este trabajo partiendo de la estimación, más bien moderada, de que su solución requeriría los servicios de cien calculadores humanos durante cien años. Sin embargo, los ordenadores modernos pueden realizar estos cálculos en un tiempo razonable, y cabe esperar que el problema se resuelva en un futuro próximo.

Antes de abandonar el problema de las estrellas explosivas, debemos señalar que la comparación de varias posibilidades teóricas con el material de observación que existe se complica por el hecho de que la catalogación de las explosiones estelares conocidas puede agrupar estrellas de dos grupos diferentes en edad. Por una parte existen estrellas envejecidas de la tanda primitiva, que pesan cuatro o cinco veces lo que nuestro Sol y que han vivido alrededor de tres billones de años antes de que sus reservas de hidrógeno se agotasen. Por otro lado, existen estrellas mucho más voluminosas, y de mucho más reciente origen, que quemaron su hidrógeno demasiado de prisa, imites de que podamos tratar de relacionar los fenómenos observados y basar una teoría en las observaciones y sus probables correlaciones, tenemos que ser capaces de separar los dos grupos, lo cual, por desgracia, no es una fácil tarea.

Hasta aquí hemos tratado del conjunto de la vida de una estrella, desde su condensación original hasta las espectaculares erupciones que pueden compararse a las convulsiones de la agonía.

Pero ¿cuándo debemos considerar muerta una estrella?

Si definimos como estrella muerta aquella cuyas fuentes de energía se han agotado y, en consecuencia, no son posibles en ella cambios ulteriores en su evolución, las estrellas conocidas con el nombre de enana blanca están muertas. Éste es un grupo de estrellas densas y calientes en extremo, situadas en el ángulo inferior izquierdo del diagrama de Hertzsprung-Russell (fig. 35).

La llamada Compañera de Sirio es un ejemplo típico de enana blanca. Su diámetro no es mucho mayor que el de la Tierra, pero su masa es casi la misma que la de nuestro Sol. Las enanas blancas representan la etapa última de la contracción estelar y su densidad media es casi un millón de veces la del agua. El estudio teórico de su estructura interna indica que han perdido hasta la menor traza de hidrógeno y que están todavía calientes sólo porque no ha pasado aún bastante tiempo para que se enfríen y se conviertan en cuerpos oscuros. Su temperatura es la de un cadáver a los pocos minutos de su muerte; pero, debido a su enorme contenido calorífico, pasarán billones de años antes de que se enfríen.

En nuestra galaxia existe aproximadamente una enana blanca por cada diez estrellas vivas y en actividad de la serie principal, indicando que nuestro universo es aún relativamente joven y que sus cementerios no están todavía muy poblados. Probablemente, las enanas blancas, en su mayoría y en nuestra galaxia, son el recuerdo de estrellas más bien grandes que utilizaron sus reservas de hidrógeno de una manera disipadora. La débil estrella que se encuentra en el centro de la nebulosa del Cangrejo es, con toda probabilidad, uno de los casos más recientes de muerte estelar. Desde luego, no es aún tan densa como la Compañera de Sirio, y está también todavía considerablemente más caliente que esta estrella, que debió de morir hace varios cientos de millones de años. Pero alcanzará este estado eventualmente y, conforme pase el tiempo, existirán más y más cadáveres en las vastas extensiones el universo.

Llegamos ahora al final de nuestra divagación y comienza a perfilarse de un modo algo brumoso y fragmentario, pero en sus líneas generales realmente definido, el cuadro del proceso creador. En el oscuro pasado pregaláctico percibimos un reflejo de una metafísica era de San Agustín, cuando el universo, fuere de una materia u otra, se hallaba envuelto en un gigantesco colapso. Claro que no tenemos información sobre aquella era, que podría haberse alargado desde el menos infinito del tiempo hasta hace alrededor de cinco billones de años, ya que todos los «documentos arqueológicos» que pertenecen a este distante pasado deben de haberse borrado completamente cuando las masas cósmicas fueron comprimidas hasta la médula. Las masas del universo deben de haber brotado de la gran compresión en un estado por completo fragmentario, formando el hilen primordial de neutrones, protones y electrones. Cuando el hilen se enfrió rápidamente por medio de la expansión, estas partículas elementales empezaron a unirse unas a otras, constituyendo agrupaciones de diferentes complejidades, que fueron los prototipos de los núcleos atómicos de hoy. Durante este período primitivo del «aderezamiento nuclear», que no duró más que una hora, las condiciones que reinaban en el universo se acercaban mucho a las que se dan en el centro de una bomba atómica en explosión. El espacio cósmico estaba lleno de radiaciones gamma de alta energía y la densidad-masa de estas radiaciones excedía grandemente la de la densidad de la materia atómica ordinaria. La temperatura a través del universo andaba por las vecindades del billón de grados, pero la densidad de la materia era comparable a la del aire atmosférico a elevadas altitudes.

A continuación de aquella primera hora extraordinariamente productiva de la historia de nuestro universo, nada de particular ocurrió en los siguientes treinta millones de años. El gas, constituido por los átomos recién formados, siguió su expansión, y su temperatura se hizo cada vez más baja. La energía radiante, que en un principio desempeñó un papel predominante en el proceso de evolución, perdió gradualmente su importancia y, al final de los treinta millones de años, abdicó su primacía en favor de la materia atómica ordinaria. Tan pronto como sucedió esto, la fuerza de gravedad newtoniana, que representa una de las características más importantes de la materia ponderable, entró en juego, fraccionando el gas, hasta ahora homogéneo, en gigantescas nubes, las protogalaxias. En aquella era, la temperatura descendió aproximadamente a lo que llamamos «temperatura de habitación», de modo que el espacio estaba todavía más bien caliente, aunque completamente oscuro.

Mientras las protogalaxias originales se alejaban unas de otras cada vez más, debido a la expansión continuada, el material, en sus interiores, comenzaba a condensarse en multitud de agrupaciones mucho más pequeñas, denominadas protoestrellas. Gracias al tamaño relativamente pequeño de estas protoestrellas, su contracción progresó en realidad rápidamente. Muy pronto la temperatura alcanzó en sus interiores el valor en el cual se producirían las reacciones entre el hidrógeno y los elementos ligeros, y el espacio se hizo de nuevo brillante, siendo iluminado por miríadas de estrellas. Cuando las estrellas se formaron mediante la condensación del material gaseoso de las protogalaxias, parte de aquel material quedó fuera, en sus vecindades, dando origen a los sistemas planetarios. Los planetas eran demasiado pequeños para crear sus propias fuentes de energía nuclear; por ello, se enfriaron muy de prisa y desarrollaron cortezas sólidas rocosas. Con la ayuda de las radiaciones de sus soles respectivos, ciertos compuestos químicos que estaban presentes en la superficie de estos planetas sufrieron un proceso evolutivo, aún no bien comprendido, merced al cual se desarrollaron las materias orgánicas de una complejidad cada vez mayor. De este modo, las desnudas superficies rocosas de los planetas fueron cubiertas en la actualidad por las verdes alfombras de bosques y praderas. Aparecieron los animales, al principio primitivos y cada vez más y más complicados, evolucionando finalmente al ser humano, que tiene la suficiente inteligencia para preguntar y responder sobre problemas que se relacionan con hechos acaecidos hace billones de años antes de que él llegase a la existencia.

Probablemente, una de las más asombrosas conclusiones de nuestra encuesta sobre la historia del universo es el hecho de que los principales acontecimientos evolutivos del desarrollo físico ocupen solamente una tan pobre fracción del período total. Esto, desde luego, únicamente significa que la evolución orgánica se efectúa en una proporción mucho más baja que el proceso físico en gran escala del universo.

En realidad bastó menos de una hora para fabricar los átomos, unos cuantos cientos de millones de años para que se formasen las estrellas y los planetas, pero ¡hicieron falta cinco billones de años para alumbrar al hombre!