La estrella más longeva

La estrella más longeva
La estrella más longeva.

Encuentran la estrella enana roja de nuestra vecindad que brillará durante más tiempo.

En la película Blade Runner se dice algo así como que las estrellas que brillan el doble duran la mitad.

Esta afirmación no está tan apartada de lo que dice la Física.

Una estrella “nace” a partir de nubes de gas y polvo. Una vez se forma no es más que una bola de hidrógeno y helio y pequeñas cantidades de otros elementos.

Pero para que se den reacciones nucleares en el interior de una estrella la presión y temperatura tienen que ser muy grandes.

Si se desea conseguir un reactor de fusión nuclear sólo hay que acumular suficiente materia y dejar que la gravedad opere.

Una vez iniciadas las reacciones de fusión, una estrella permanece en equilibrio con una gravedad que tiende a contraerla y un calor generado por esas reacciones que tiende a expandirla.

Cuando ese equilibrio se rompe la estrella “muere”.

Si en la formación se acumula muy poca materia tendremos un objeto poco interesante parecido a Júpiter.

La gravedad es lo suficientemente alta como para retener los gases ligeros, pero no hay suficiente presión y temperatura en su centro como para que se den reacciones de fusión.

Si se acumula un poco más de materia tendremos un objeto un poco más interesante: una enana marrón.

Al principio, sólo por la energía de liberada por la contracción gravitatoria, las enanas marrones están lo suficientemente calientes como para emitir luz, principalmente en el infrarrojo.

Pero además, por un tiempo, estos objetos mantienen reacciones de fusión de deuterio en su interior. Recordemos que el deuterio es un isótopo de hidrógeno cuyo núcleo está compuesto por un neutrón y un protón.

Todo el deuterio es primordial, se sintetizó durante el Big Bang y desde entonces su cantidad no ha hecho sino menguar, pues las estrellas lo consumen y no lo sintetizan. Hay poco deuterio en el Universo.

Al final el deuterio de una enana marrón se gasta y no hay más calor por contracción. Entonces la enana marrón se vuelve negra y no emite más luz.

Se asume que una enana marrón no es una verdadera estrella.
Pero por encima de un umbral de masa ya hay suficiente gravedad como para producir reacciones de fusión convencionales y tendremos una enana roja. Estas estrellas tienen una masa que está entre un 8% y un 60% la masa del Sol.

Si hay más masa se producirá una estrella como el Sol que brillará durante unos 10.000 millones de años. Su luz será naranja o amarillenta.

Si se acumula mucha materia tendremos una estrella masiva que consumirá muy rápidamente su material fusionable al haber mucha temperatura y presión en su centro.

Esta estrella terminará explotando como supernova al cabo de unos pocos millones de años. En ese proceso enriquecerá el medio con elementos más pesados que el hidrógeno y el helio.

Ahí se incluye el carbono, nitrógeno, fósforo o calcio de nuestros cuerpos.

Somos cenizas de estrellas que brillaron mucho durante muy poco tiempo hasta que cada una, a su debido tiempo, estalló en un fogonazo que iluminó toda la galaxia.

No solamente es curioso que cuanto más ligera sea una estrella más tiempo permanecerá brillando, sino que además más tiempo tardará en formarse.

Esto último es obvio si pensamos que la formación de una estrella depende de la gravedad y a más masa más rápidamente actuará esta.

Si se presenta en un diagrama la temperatura frente a la luminosidad de las estrellas (diagrama Hertzsprung-Russell) se puede comprobar que casi todas ellas se sitúan en una especie de “s” que recorre la diagonal. A esta región del diagrama se le denomina secuencia principal.

Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas en la secuencia principal, pero nacen y mueren fuera de ella. Sólo las estrellas gigantes y supergigantes “viven” fuera de la secuencia principal. En otros sitios del diagrama casi sólo hay estrellas muertas y estrellas que están “naciendo” (formándose).

Una estrella como el Sol es muy diferente de una estrella masiva cuando la observamos en el firmamento y ambas son muy distintas a las enanas rojas. Esto se debe a que sus temperaturas superficiales son muy distintas, con un perfil similar al del cuerpo negro.

Una estrella poco masiva y fría tenderá a ser rojiza y una masiva y muy caliente tenderá a ser azulada.

Pero no es fácil discernir una enana marrón de una enana roja. Como las enanas marrones tardan mucho en formarse pueden ser tan grandes y brillantes como una enana roja pequeña, por lo que es fácil confundirlas.
Sergio Dieterich (Georgia State University) y sus colaboradores han estudiado el asunto.

Han calculado el tamaño de 63 enanas marrones y rojas en la secuencia principal en nuestra vecindad.

Usando la ley de Stefan–Boltzmann estos astrofísicos calcularon los diámetros de estas estrellas a partir de sus luminosidades y temperaturas. Esto implicó además contar con datos en el infrarrojo.

Al dibujar el gráfico del diámetro frente a temperatura encontraron que el mínimo diámetro era de un 8,6% el del Sol (similar al de Saturno).

Correspondía a la estrella J0523-1403, que está a 40 años luz de nosotros. Esta estrella está justo por encima del umbral para ser una estrella auténtica y convertir hidrógeno en helio lentamente. Si hubiera tenido un poco menos masa hubiera sido una enana marrón.

Brilla muy poco, si estuviera en lugar de nuestro Sol a nosotros nos parecería que tiene el brillo de la Luna. Sólo tiene un 8% de la masa del Sol y una temperatura superficial de unos 2000 K (la del Sol es de t5778 K). Con el tiempo se hará más cálida y brillante, pero no llegará nunca al 1% de la luminosidad del Sol.

Después se irá enfriando y apagando, pero hasta llegar a ese estadio necesitará una inmensidad de tiempo, casi al borde de la “eternidad”: nada menos que 12 billones de años.

El estudio ha sido criticado debido a la escasa estadística utilizada, pero estos investigadores planean ahora realizar más observaciones, algo que les llevará unos años, pero muchos menos que la vida es esta enana roja.

Especulemos un poco sobre lo que puede significar una estrella de vida tan larga. Una vida estelar de 12 billones de años es muy superior a la vida del Sol. Pero esta estrella no sólo sobrevivirá a nuestra estrella, sino también al Universo tal y como lo conocemos ahora.

Mucho antes de que la Vía Láctea se apague chocará con M31 formando Lactómeda.

El resto del Universo se habrá acelerado por culpa de la energía oscura hasta desaparecer del horizonte observacional. Todas las galaxias tendrán una velocidad de recesión superior a la de la luz.

Lo único que se observará de todo el Universo será Lactómeda.

En ese estadio de olvido cósmico, en el que el Universo habrá borrado todas las huellas de su pasado y no se podrá saber ni siquiera que hubo un Big Bang, esta estrella seguirá brillando junto con otras enanas rojas.

Al final se apagará, pero, mientras tanto se habrán formado otras estrellas, algunas de ellas enanas rojas.

El Universo pasó por un pico de formación de estrellas en el pasado, pero desde entonces el número de estrellas que se forman por unidad de tiempo disminuye sin cesar.

Dentro de mucho tiempo casi no se formarán estrellas en Lactómeda (o en cualquier otro sitio), pero será más fácil que se formen enanas rojas. La última estrella en brillar será posiblemente una pequeña y humilde enana roja que una vez estuvo a punto de ser sólo una enana marrón.

Quizás lleve la carga de una supertierra orbitando a su alrededor en donde haya evolucionado la vida.

Puede que incluso la pueble una civilización avanzada antiquísima de seres cuasi-inmortales que hayan aprendido a vivir con ellos mismos y su entorno, seres que no puedan saber gran cosa sobre un Cosmos ya tan diluido, pero que no se lamenten por ello al ser inmensamente sabios.

Al final incluso esa estrella se apagará.

En ese fin de los tiempos, tan cerca y tan lejos de la eternidad, todo desaparecerá para siempre como lágrimas en la lluvia en un vacío cósmico en donde ya no hay ni lágrimas ni lluvia.


La estrella más longeva

Pero esto no es del todo cierto. Además lo importante son otros aspectos.


 Hubo una vez que el Universo estaba en estado de plasma y los fotones no podían viajar sin ser reabsorbidos y emitidos continuamente.

Pero 380.000 años tras el Big Bang se produjo la recombinación, el hidrógeno y helio dejaron de estar ionizados y el Universo se hizo transparente por primera vez.

Entonces los fotones pudieron viajar libremente y formaron lo que hoy conocemos como fondo cósmico de radiación.

Se puede decir que esos fotones son primordiales y se calcula que había 10.000.000.000 fotones por cada protón.

Después el Universo se transformó en un objeto oscuro. No había mecanismos de emisión de luz, pues no había estrellas. Fue la edad oscura del Universo.

Más tarde se formaron las primeras estrella. Eran estrellas extrañas comparadas con las actuales, pues carecían de elementos pesados, incluso de aquellos que actúan de catalizadores en las reacciones de fusión nuclear.

No es fácil explicar su formación sin el polvo que permite el enfriamiento por radiación de las nebulosas y su colapso gravitatorio en estrellas.

Se cree, además, que eran estrellas muy grandes. Estos cuerpos constituyeron la primera generación de estrellas, “vivían” rápido y con sus “muertes” en forma de supernovas enriquecieron por primera vez el medio interestelar con elementos más pesados que el hidrógeno y el helio primordiales.

Nadie ha visto aún una de estrellas estrellas. Sólo haría falta apuntar con nuestros telescopios lo suficientemente lejos para ver ese pasado.

Están ahí, más cerca que el fondo cósmico de radiación, pero no tenemos aún tecnología que permita recoger la debilísima luz (corrida hacia el rojo) que nos llega de ellas.

Como eran estrellas masivas vivían poco, así que no hay ninguna cerca de nosotros.

Pero después de esta primera generación de estrellas, hace más de 13.000 millones de años, surgió una segunda generación de estrellas muy similares a las estrellas que vemos ahora en una noche estrellada.

Como en la segunda generación se formaban estrellas de todas las masas, también se formarían estrellas de muy baja masa, que brillan durante muchos miles de millones de años.

Algunas deben de haber sobrevivido hasta ahora y deben estar en nuestra galaxia, lo suficientemente cerca como para verlas y analizarlas con nuestros instrumentos.

Estos días se ha anunciado una de estas estrellas y se ha llegado a decir que es la estrella más antigua conocida, pero esto no es del todo cierto.

El hallazgo fue realizado por un equipo del MIT en un cuidadoso estudio.

La estrella, denominada SMSS J031300.36-670839.3 contiene niveles de hierro que indican que es de segunda generación, pero es tan poco hierro que los investigadores deducen que su estrella progenitora quizás no sufrió una explosión tan energética como se esperaba, esparciendo, por tanto, menos hierro.

Digamos que el análisis de esta estrella y otra similares permite intuir cómo fueron las estrellas de la primera generación, aunque no podamos ver ninguna.

Su descubrimiento se realizó gracias a los datos recogidos por el telescopio australiano robotizado SkyMapper entre millones de espectros de estrellas.

Los investigadores descartaron los casos de estrellas más jóvenes, se quedaron con los candidatos a estrellas de segunda generación y las observaron con el telescopio Magallanes en Chile para obtener así espectros de alta resolución.

Esta estrella contenía 10 millones de veces menos hierro que el Sol, que es menos de lo esperado, y un poco más carbono de lo esperado. Tendría una edad de 13.700 millones de años.

Pero no está claro que sea la estrella más antigua conocida, pues tenemos el caso de la estrella HD 140283, anunciada hace 6 meses, que está a 190 años luz de nosotros y que tendría 14.500 millones de años, es decir, que sería más vieja que el propio Universo.

Pero hay que tener en cuenta que el margen de error es de 800.000 años

A la gente le gustan las respuestas categóricas y absolutas, pero la ciencia no suele proporcionarlas.

En los cursos de “expertos para TV” se enseña a ser firme en las declaraciones y a mostrar una seguridad a prueba de bombas.

Si se dice la verdad en un programa de televisión y se mantiene una postura ambigua porque no se puede afirmar nada con seguridad entonces no te vuelven a llamar (a pagar).

Esto es válido para la Astrofísica o para cualquier otra rama del saber.

A la gente también le gusta saber sobre que se ha batido cierta plusmarca, se ha descubierto la galaxia más lejana o la estrella más antigua, pero no quiere saber sobre la importancia de los descubrimientos porque eso exige meterse en los detalles y ello implica el necesario y requerido esfuerzo.

El caso es que en todas las ciencias siempre hay barrar de error, unos valores por encima del valor que se obtiene y que proporcionan la seguridad con la que se conoce ese valor.

A veces esas barras de error se extienden un pequeñísimo porcentaje por encima y por debajo y otras un porcentaje muy elevado, como suele suceder en Astrofísica.

Además de la incertidumbre en las medidas, algunos de los resultados dependen de los modelos que usamos y, por tanto, esto también introduce un error porque nuestros modelos son siempre aproximaciones a la realidad.

Una estrella es menos compleja que una mariposa, pero aún así hay detalles que se nos escapan. No sabemos, por ejemplo, por qué el Sol presenta un ciclo de manchas de 11 años.

El caso es que tanto SMSS J031300.36-670839.3 como HD 140283 podría ser la estrella más antigua conocida, pero en realidad no importa.

Lo importante es que ya somos capaces de señalar con el dedo estrellas pertenecientes a las segunda generación que han estado brillando durante más de 13.000 millones de años, estrellas que nos proporcionan pistas sobre cómo fueron las estrellas que iluminaron el Universo por primera vez y que aún no vemos.

Estas estrellas nos ayudan a entender el Universo y de dónde venimos.

También nos permiten hacer volar la imaginación y recrear en nuestras mentes estrellas longevas con planetas superhabitables a su alrededor en los que la vida ha estado evolucionando durante más de 10.000 millones de años.

 ¿A qué habrá podido dar lugar la evolución en esos mundos?

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Imagen: Cerro Tololo Inter-American Observatory 0.9-meter Telescope. Sergio Dieterich. Creative Commons.