la frase del mes

"La física es como el sexo. Seguro que tiene una utilidad práctica, pero no es por eso que lo hacemos" Richard Feynman

Sunshine. Vida y muerte de una estrella.

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El sol se apaga, así que envían a un grupo de científicos para que se internen en él y lo reactiven. Este argumento se me ocurrió a mí a los siete años para pasar la tarde tirado en el suelo jugando a los playmóbiles hasta que se me quedasen las posaderas como témpanos. Pero da igual. Acción, efectos especiales, tías buenas en apuros... seguro que merece la pena... ahora bien, ¿qué es eso de que el sol se apague?...

Las estrellas, aunque nos lo parezca, no son eternas. Nacen, envejecen y mueren. En ocasiones lenta y plácidamente; en otras, su extinción es de una violencia espectacular y puede concluir en la presencia siniestra de un fantasma. Todo depende de la materia prima. La vida de las estrellas es un continuo tira y afloja. Una vez formada, su existencia depende del equilibrio entre dos fuerzas opuestas. Una de ellas tiende a aplastarla, la otra la contrarresta, pero esta última requiere un combustible.

El hidrógeno y el helio no sólo son los elementos más abunantes en el universo sino que además son los progenitores del resto de elementos conocidos, como el hierro o el plomo, que en proporción suman una cantidad insignificante. Así que no es de extrañar que una estrella, al poco de nacer, esté compuesta en su totalidad de estos dos elementos. Como arriba hemos señalado, la vida de una estrella depende de un equilibrio. Por una parte, por efecto de su propia gravedad, su masa tiende a aplastarla. Para evitarlo, la estrella hace uso de su combustible natural para emitir la energía necesaria mediante el proceso de fusión, que consiste en la formación de nuevos elementos a partir de otros más ligeros, menos pesados, que los producidos. El problema es que estos nuevos elementos son energéticamente menos eficientes o, como se dice, más estables que los originales, lo cual, a la larga pone en un serio aprieto a la estrella.

Por ejemplo, analicemos la fusión de hidrógeno. Si fusionamos dos átomos de hidrógeno obtenemos uno de helio; pero si tabla periódica delante sumamos la masa de los dos hidrógenos, no obtenemos la del helio formado. Esto es porque el defecto másico se ha convertido en energía, en otras palabras, la reacción es exotérmica y, a escala estelar, lo suficientemente macroscópica como para mantener a raya la presión gravitatoria ejercida por la propia estrella. Por tanto, las reservas de hidrógeno garantizan la pervivencia de la estrella. El primer problema, pues, llega cuando el hidrógeno se agota.

Estos ocho cerebritos han planeado viajar al sol de noche para no quemarse

Solución a la vista: fusionar helio para formar berilio. El problema: que la reacción He+He => Be es endotérmica. Es decir, no sólo no genera energía, sino que además necesita energía. Paradójicamente, la endotermicidad del proceso es compensada por la compresión gravitacional, que facilita las condiciones de temperatura y presión idóneas para que el proceso pueda seguir adelante. La fusión continúa su cadena. Los Helios disponibles se fusionan, se consumen y pese a la menor efectividad energética de sus productos, la estrella hace uso de ellos cuando el helio deja de ser suficiente y no le queda más opción. Pero manteniéndose activa de este modo, la estrella acelera su extinción. Conforme avanza en la cadena de fusión, los elementos con que ha de contrarrestar la compresión gravitatoria son más estables, aportan menos energía y además, son más másicos, contribuyendo al peso que la aplasta*. Si la estrella prolongara este proceso, la compresión no tardaría en extinguirla. La fusión se detiene. ¿"Muere" en este punto la estrella?

Momento en que discuten quién debe ser el primero en pisar el Sol

Hay vida después de la fusión. El testigo pasa a la presión de degeneración, una fuerza expansiva que ejerce la materia cuando es comprimida. Dicha presión es un resultado de la teoría cuántica**, más concretamente del Principio de Exclusión de Pauli. En pocas palabras, los fermiones -electrones, neutrones y protones- se reservan un espacio, "les gusta que entre ellos corra el aire". Comprimirlos supone aumentar indirectamente su energía y, como todos hemos oído -y puesto en práctica- alguna vez, los sistemas por naturaleza tienden a la mínima energía. Los fermiones, en concreto los electrones, los primeros en percibir la compactación, se resisten al aumento energético ejerciendo una presión opuesta a la compresión.


Entonces presión de degeneración y gravitatoria encuentran un equilibrio. La estrella se mantiene activa sin fusionar. Durante este proceso, la estrella se compacta. Tras la detención de la fusión, el radio de nuestro sol será de unos 10.000 kilómetros, en comparación con los 700 millones de metros -110 radios terrestres- actuales***; después seguirá emitiendo durante millones de años, enana, fría y tenue hasta apagarse lentamente.

En el párrafo anterior acaba la historia de innumerables estrellas como nuestro sol. No obstante, son más abundantes estrellas de mayor masa cuya extinción es de todo menos apacible. Para estos titanes estelares, la presión de degeneración ejercida por los electrones no es capaz de equilibrarse con la inmensa presión gravitatoria de la estrella. Sin embargo, aún es posible alcanzar una nueva situación de equilibrio si en vez de depender de la presión de degeneración ejercida por los electrones se recurre a la que pueden ejercer los neutrones. Se produce lo que se conoce como captura electrónica: los electrones se fusionan con los protones para formar neutrones. La materia se neutroniza de modo que la presión de degeneración ejercida es mayor en virtud del incremento de neutrones a degenerar, a comprimir. Las estrellas de neutrones llegan a alcanzar los 10 km de radio y su densidad es tal que una cucharadita de una pesaría en la Tierra millones de tonaledas. Pero no toda la materia es neutronizada y por tanto no toda la materia contribuye a la presión de degeneración de los neutrones. Las capas no neutronizadas, que contribuirían a la presión de gravitación mermando el éxito de la materia neutronizada, son expulsadas en una bellísima explosión que a todos sonará por el nombre de supernova. Una de las más llamativas es la de la Nebulosa del Cangrejo, observada a simple vista hace unos mil años y registrada por astrónomos chinos, y que hoy día continúa presentando el espectacular aspecto de la imagen.


La Nebulosa del Cangrejo sigue siendo hoy día una de las más hermosas explosiones de Supernova


La presión de degeneración de los electrones suple la ineficacia de la fusión nuclear; la presión de degeneración de los neutrones suple la ineficacia de la presión de degeneración de los electrones...pero, ¿qué sucede si la estrella es tan inefablemente másica que ni siquiera la presión de los neutrones es capaz de soportar su propio peso? Nada detiene el colapso gravitacional. El avance de la masa es imparable. La estrella se desploma sobre sí misma y la compresión inexorable de tan inabarcable cantidad de materia origina el objeto estelar más inquietante observado por el hombre hasta el momento. Predicho por la teoría de Einstein, deducible de la matemática de la geometría diferencial y de variedades, un resultado aceptado y constatado dentro del cual no se atisba nada. A pesar de que los grandes teóricos modernos podrían llenar decenas con lo que se ha descubierto sobre ellos, lo que sigue a las expresiones físco-matemáticas que conducen al agujero negro continúa siendo prácticamente un hueco en la pizarra, explorado más bien por la imaginación de guionistas y escritores de ciencia-ficción que sueñan, como Marlow cuando señalaba un vacío geográfico en El Corazón de las Tinieblas, con la posibilidad de llegar allí algún día.


Desazonadora reconstrucción de un agujero negro errante

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*Es en consecuencia en el seno de las estrellas donde se forman los materiales pesados. Los que abundan en nuestro planeta, de los que estamos hechos nosotros mismos. Algo de razón hay en la frase "somos hijos de las estrellas", que a bote pronto suena a máxima esotérica.
**Se deduce de la ecuación de Schröedinger independiente del tiempo en ciertas condiciones que conducen a estados degenerados equienergéticos.
***Alcanza la fase de "enana blanca" después de la de "gigante roja": el sol se expande engullendo gran parte del sistema solar.

8 comentarios:

Alberto dijo...

Muy buen artículo, sobre todo la explicación de porque se produce una explosión al colapsar la estrella a una estrella de neutrones. Pero me parece que ha habido un baile de cifras y unidades:

1) El Sol tiene un radio de 596.000 km, no 700 millones de km. Con ese radio se tragaría a Mercurio, Venus, la Tierra y Marte y llegaría cerca de Júpiter. (700 millones de km, ¿no será su radio en la etapa de gigante roja?)

2)Al decir que la fusión de dos átomos de hidrógeno genera energía suficiente para abastecer a 40 familias, ¿no será más bien la fusión de dos moles de átomos de hidrógeno? Por muy energética que sea una reacción nuclear, la cantidad de energía liberada por dos átomos sigue siendo una cantidad microscópica.

J. Salvador dijo...

Hola Alberto.
1) En lo del radio del sol, ciertamente no es de 700 millones de kilómetros. Ha sido un desliz por mi parte. Quise decir, 700 millones de metros.
2) En lo de la fusión. No estoy seguro. Lo que he esrito es lo que tenía entendido.
Gracias por las notas. Un saludo

Fran dijo...

Muy buena entrada Jesús

La película no la he visto pero yo creo que ir al sol y salir con trajes espaciales... un nombre más acertado hubiera sido Suncream

Skalugsuak dijo...

Buena a decir verdad cuando salen de la nave[SPOILER], giran la nave de manera que la radiación solar no le atine de lleno , eso si luego pillan a uno y lo sofrien a base de bien, por cierto nos han linkado en las horas perdidas

Jamgo dijo...

Un artículo muy interesante.
Tengo entendido que el Sol antes de enana blanca se convertirá en gigante roja, alcanzando un tamaño equivalente a la orbita terrestre.

J.Salvador dijo...

Hola, Jamgo; no eres el primer afectado por la aparente ambigüedad de la aclaración. La hemos corregido. Sorry.
Efectivamente, es como dices. De hecho, es común que las estrellas de mayor masa que la solar alcancen tamaños muy superiores -supergigantes rojas. Un saludo y gracias por visitarnos.

jamgo dijo...

"Hola, Jamgo; no eres el primer afectado por la aparente ambigüedad de la aclaración. La hemos corregido. Sorry."
¿Qué?

Enrique dijo...

Muy buenas... así dando vueltas me he encontrado con esta pagina mientras buscaba una definicion concreta de "presion de degeneracion" ya que mañana tengo el examen de Estructura interna y Evolucion estelar, asígnatura de un master de astrofísica.
Comentar que está todo mas o menos bien lo que decís, y, salvo matizaciones, mas o menos se nota que os habéis leído algunas fuentes fiables, aunque puede que no lo hayais entendido del todo, lo cual por otro lado es bastante lógico...
La energía que libera el proceso proton-proton (fusion de H en He) y que necesariamente requiere a 4 atomos de H libera unos 26MeV, lo cual es una cantidad insignificante... sólo el hecho de que se están produciendo muuuuchas reacciones al mismo tiempo hace que las estrellas liberen tanta energía. Un mol liberará mas desde luego, pero no sé si sería capaz de encender una bombilla... (no he hecho el cálculo).
El radio del Sol es de 500000 km aprox, algo más...
La explosion de SN se produce cuando tras la desintegracion beta masiva (captura electronica) del núcleo, se libera una cantidad tremenda de neutrinos que, pese a que su masa sea prácticamente insignificante, interaccionan con la masa dada la enorme cantidad de ellos que se liberan de repente. por otro lado, el hecho de que la estrella se "apague" unos segundos antes, provoca que las capas exteriores de la estrella "caigan" y al chocar con el núcleo degenerado de neutrones, se transfiera momento a ese material que se puede decir que rebota y provoca la explosion de SN...
Es un resumen muy sucinto pero espero que os mole...
Saludos!