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L A S E S T R E L L A S

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Academic year: 2021

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“Si de noche lloras por haber perdido el sol,

las lágrimas no te dejaran ver las estrellas”

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Muchas veces me preguntan por las estrellas. Es lógico. Cuando nos alejamos con mi telescopio de las luces de la ciudad, las personas que me acompañan para que les muestre algunos secretos del Universo, observan con la misma fascinación que yo esos objetos luminosos que salpican la oscuridad de la noche.

Hablar de ellas no es fácil ni sencillo. Podría decir “son objetos celestes que consumen hidrógeno”. Pero eso sería muy simple.

Algunas las llamo por su nombre, otras son sistemas dobles, algunas de colores.... Si profundizásemos más, algunas serian variables, otras cambian de magnitud y en ocasiones las vemos estallar al final de su vida.

Las vemos aparentemente fijas en el cielo formando figuras imaginarias, pero en realidad se mueven respecto a nosotros.

A veces me pregunto cuanto tiempo podría hablar de ellas sin extenderme demasiado. Explicándolo de forma sencilla.

Algunas son jóvenes, otras viejas. Algunas veces las vemos agrupadas, en cúmulos. A otras las llamamos “fugaces” y otras veces hablamos de “lluvia de estrellas”. Unas son grandes y otras pequeñas. Unas están lejos, muy lejos. Pero también están lejos las que están cerca.

Unas viven más tiempo que otras. Algunas giran muy rápido sobre si mismas. Algunas sabemos que tienen planetas.

El Sol, nuestra estrella, esta situada en uno de los brazos espirales de nuestra galaxia, en las afueras. Otras, en cambio, están próximas al núcleo.

¿Por que son tan distintas? ¿Por que unas brillan más que otras?

Unas evolucionan hasta convertirse en enanas, otras se transforman en temibles agujeros negros.

Es posible, tal vez, que no te interesen para nada las estrellas. O tal vez si. Sin nuestra estrella no habría vida en la Tierra. Podemos preguntarnos si somos privilegiados o cualquier estrella sirve “para dar vida”.

Nosotros nos moriremos pero ella también lo hará. Es cierto que ella será algo más longeva que nosotros, pero su final estará trágicamente asociado al nuestro.

Te invito a darnos un paseo por las estrellas. Abrígate y abre los ojos.

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He leído hace poco un articulo de Carlos Segarra sobre filtros nebulares en la revista Tribuna de Astronomía. En el habla de la contaminación lumínica. En el año 2003 se publicó una fotografía de toda la Tierra vista desde el espacio. El la llama “la foto depresiva”, otros dicen que es igual que el ver una célula al microscopio invadida por un virus. Es cierto que la contaminación lumínica ha llegado a ser como una plaga.

Cada vez nos tenemos que ir más lejos para evitar las molestas luces de las ciudades. Pero a pesar de todo, muchas veces aun se puede apreciar sobre el horizonte el terrible resplandor de las mismas. Cuando no es así, siempre hay un pueblo o un foco luminoso relativamente cerca.

La contaminación lumínica es un mal que hemos heredado del siglo XX y que de seguir por este camino acabaremos por “destruir nuestro cielo” en el siglo presente. El problema, por supuesto, no solo se extiende a las estrellas sino como sabéis a los objetos de cielo profundo. Yo, al igual que cualquier astrónomo aficionado, he podido constatar que distinto se ve un objeto según el cielo en el que estemos. Es mas, un objeto celeste puede verse o no verse según la calidad del mismo.

Imaginemos que no estamos en la actualidad. Imaginemos que volvemos atrás en el tiempo. La noche es clara y el cielo esta salpicado de estrellas. Tantas, que veríamos cientos de ellas.

Ya desde la antigüedad se fijaron lógicamente en ellas. Una agrupación allí, otras dos juntas acá.... siempre igual según la época del año. Pero ellos también sufrían algunas veces de contaminación lumínica. Se llama Luna. Aclara las noches y difumina las estrellas, pero es maravillosa. Esta claro que es más fácil fijarse en la Luna que en una estrella.

La Luna cambia de forma regular. Crece, se llena, mengua y desaparece. La Luna fue el primer calendario de los hombres. Pero la Luna no es un calendario perfecto. Si contamos doce meses lunares obtenemos 354 días. Los primeros astrónomos se dieron cuenta de que el Sol también se movía con respecto a las estrellas. El Sol seguía una trayectoria circular distinta a la de la Luna. Los dos caminos se cruzaban en dos puntos.

A la trayectoria del Sol se le dio el nombre de “eclíptica” porque cuando el Sol y la Luna coincidían en ese camino se producía un eclipse.

Los antiguos egipcios fueron los primeros en utilizar un calendario solar. Las estaciones evidentemente se ajustaban mucho más en este nuevo sistema.

Sin extendernos, cada estación solar va relacionada con un grupo de estrellas. Podríamos decir que el Sol al paso por la eclíptica cruza doce constelaciones, que serían los doce meses del año.

En la antigüedad se buscaba en las constelaciones parecidos con lo que conocían. Normalmente de animales. Una parecía un Escorpión, otra un León, otra los cuernos de un Toro. De aquí viene la palabra “zodiakos” que significa círculo de animales.

En la astromia moderna esto ha cambiado. Había estrellas que quedaban fuera de estas constelaciones en una “zona de nadie”. Hoy se trazan líneas rectas o sectores. En la actualidad tenemos 88 constelaciones con formas totalmente desiguales.

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Pero había estrellas que variaban de posición. Los bautizaron con nombres de dioses, pero han sido los nombres de los dioses romanos los que han sobrevivido hasta la actualidad. Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno son los cinco cuerpos que brillaban pero mutaban su lugar en el cielo. Las demás eran estrellas fijas.

Ningún astrónomo de la antigüedad pudo ver todo el firmamento. El polo sur celeste quedaba oculto a sus ojos.

Reflexionemos. La Tierra gira alrededor de su eje de oeste a este. Nosotros no lo notamos. Nuestro mundo permanece inmóvil mientras el cielo gira en sentido inverso. Si prolongamos indefinidamente el eje de rotación nos daríamos cuenta que todo gira en torno a los polos celestes. En la mitad estaría el ecuador celeste. Todo parece girar de este a oeste. Cuando nosotros observamos el cielo nocturno creemos ver todo lo observable, la totalidad.

Si estuviésemos en el ecuador y nos desplazásemos constantemente hacia el norte, podríamos observar cada vez menos la zona del polo sur celeste como es lógico; es mas, llegaría un momento que el polo norte celeste quedaría justamente sobre nuestras cabezas. Resulta obvio decir que lo mismo ocurriría en sentido inverso. Por eso hay estrellas que nunca aparecen por encima de “nuestro horizonte”. Todos los astrónomos de la antigüedad vivieron bastante al norte del ecuador y vieron solamente la parte de cielo que hasta ahora solo he visto también yo.

Las estrellas se nos presentan como puntos de luz, incluso con potentes telescopios. A veces nos parecen que parpadean, pero no es cierto. Esto es debido a las corrientes de aire en la atmósfera. Sus colores nos permiten conocer algunas cosas, pero de ello hablaremos más adelante.

Hoy sabemos que nueve planetas (dicen que han descubierto uno más) giran en torno al Sol. Estas estrellas que se “movían” brillaban, no porque emitiesen luz propia, sino porque reflejaban la luz del Sol. En el cielo de la noche, en ocasiones, podemos ver hasta cinco de estas falsas estrellas errantes a simple vista. Pero los Planetas no son el tema. Hablemos de esas bolas de gas, lejanas muy lejanas...

ESTRELLAS FUGACES PARA PEDIR DESEOS

Cualquier noche mientras observamos el cielo descubrimos que un trazo brillante atraviesa el firmamento. Decimos que es una estrella fugaz y cerramos los ojos para pedir un deseo. En realidad es un meteoro. Los cometas en su paseo por el espacio desprenden partículas de polvo que a veces atraviesan la atmósfera de la Tierra entre los 10 y los 70 Km/seg. Por eso vemos esos rastros luminosos. Alguna vez estos meteoros son más grandes y llegan a la Tierra. Se llaman meteoritos. En distintas épocas, la Tierra atraviesa zonas de grandes cantidades de polvo cósmico que se desplazan siguiendo las orbitas de los cometas. A ese fenómeno lo denominamos “lluvia de estrellas”. Estas zonas de polvo cósmico son atravesadas en épocas muy concretas, suceso que se repite año tras año. Las Cuadrántidas en enero, las Líridas en abril, las Eta Aquáridas en mayo, las Perseidas en agosto, las Oriónidas en octubre, las Táuridas en noviembre y las Leonidas en Noviembre serían algunos ejemplos ilustrativos.

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UN PROBLEMA DE DISTANCIA

En la Antigüedad se pensaba que todas las estrellas estaban a la misma distancia. Todas formaban parte de la bóveda celeste, que era una esfera sólida que encerraba al Sol, a la Tierra, a la Luna y a los Planetas.

Si esto era así, las estrellas más brillantes lo eran, porque eran más grandes. Parece lógico. A veces los Planetas brillaban más porque estaban más cerca. Si se movían más rápido es porque estaban más próximos.

Si lo pensamos bien nuestra observación diaria nos confirmaría esta teoría. Si yo estoy sentado en la puerta de mi casa y mi hijo pasa con su bicicleta por la calle, este se desplazara muy rápido para mí; mientras que si pasa a la misma velocidad a 2 kilómetros de distancia me dará la impresión de que se desplaza lentamente. Así pues, si algo se mueve ante mi más deprisa que otro objeto, puedo pensar simplemente que esto se produce porque esta más próximo.

Pero cuando se comprendió que el centro planetario estaba en el Sol y no en la Tierra, resulto evidente que la velocidad no era una buena prueba de “distancia” como se había creído hasta el momento. Mas tarde con la invención del telescopio se puso de manifiesto algo más: los Planetas brillaban porque reflejaban la luz del Sol y que cuanto más grandes eran más luz recibían y reflejaban.

Cuando salimos con nuestro telescopio y observamos a Júpiter o a Saturno por poner un ejemplo, los vemos más grandes; constatamos incluso detalles de los mismos. Pero cuando hago lo mismo con una estrella, eso no ocurre. Por muchos aumentos que ponga solo consigo ver un punto luminoso. Los Planetas reflejan la luz solar, pero si las estrellas están más lejos ¿pueden estas reflejar la luz del Sol? Podríamos pensar que no. Parece más lógico pensar que las estrellas son lejanos soles que emiten luz propia.

En 1440 Nicolás de Cusa ya había planteado esta posibilidad pero se tuvo que esperar a 1718 para constatar algo más. Edmund Halley se dedico, entre otras cosas, a anotar cuidadosamente la posición de las estrellas. Cuando las comparó con las posiciones que ocupaban en la antigüedad *, descubrió que estas habían variado su posición.

Ya se que podemos pensar que las anotaciones anteriores podían no ser exactas, pero ¿por que si habían sido meticulosos para otras tantas cosas no lo iban a ser ahora?

Además Halley, se fijo en la posición de tres estrellas muy brillantes que todos conocéis: Arturo, Sirio y Procyon. Era evidente que las estrellas no estaban fijas en el espacio como se había creído en la Antigüedad. Tenían movimiento propio y se podía medir. Pensemos, ¿y si al movimiento propio que observamos le pudiésemos aplicar la “teoría de la bicicleta de mi hijo”?

Si observo un “movimiento propio” más rápido, puedo pensar que la estrella se encuentra más próxima y al revés. Curiosamente sucedía que las más brillantes tenían movimientos propios más rápidos mientras que las más oscuras o débiles, los tenían más lentos.

*observaciones registradas por los antiguos griegos

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Pero también podía suceder que las más brillantes lo fuesen simplemente porque estaban más próximas o que todas estuviesen a la misma distancia y que su diferencia de brillo se debiese exclusivamente a su tamaño.

Pero los “movimientos propios” de las estrellas suelen ser lentos y perezosos. Sirio, por poner un ejemplo de una estrella que todos conocemos, había variado su posición desde los griegos hasta la época de Halley en 5/8 de grado. Es decir, 5/8 de grado en unos 1.700 años *.

Pero,¿ una estrella débil tiene que ser forzosamente pequeña? En 1916 E. Barnard descubrió que una estrella de novena magnitud, demasiado pequeña para ser vista sin telescopio, tenía un “movimiento propio” sorprendente.

Hoy la conocemos como “la estrella de Barnard” y su “movimiento propio” es tal, que solo tarda 181 años en variar su posición el diámetro de una Luna llena.

Así pues, si juzgásemos solo el “movimiento propio”, la estrella de Barnard estaría más cerca que otras más brillantes. Pero en cambio, la vemos muy débil. Si esta más cerca y su brillo resulta tan pequeño ¿qué tamaño tiene?

El brillo de una estrella no constituye un criterio de distancia. Es cierto que las estrellas brillantes suelen estar más cerca de nosotros, pero una estrella oscura puede tener un brillo débil debido a su pequeño tamaño exclusivamente.

Pero tampoco podemos juzgar por el “movimiento propio”. Existen muchas consideraciones a tener en este aspecto. Puede ser que si dos estrellas están a la misma distancia, la diferencia de su movimiento propio (omito ya las comillas), se deba a una diferencia de movimiento real y no diferencia de distancias. Es mas, solo apreciamos aquel movimiento propio que se produce en ángulo recto a nosotros. Si una estrella se moviese a gran velocidad directamente hacia nosotros tanto acercándose como alejándose, no lo apreciaríamos por muy rápido que este movimiento fuese. En cambio, una estrella con un movimiento propio más lento pero en ángulo recto a nuestra visión, apreciamos que se desplaza. A lo mejor la estrella Barnard se desplaza lentamente pero perpendicular a nuestro ángulo de visión y por eso nos parece tan rápida.

Con todos estos planteamientos solo pretendo haceros reflexionar sobre algo: no era tan sencillo y mucho menos a los astrónomos anteriores a nosotros, tener claro ciertas cosas. Si nosotros no tuviésemos los datos que en la actualidad conocemos,¿no pensaríamos, tal vez, que el brillo de una estrella es sinónimo de tamaño?¿o que si una estrella se mueve aparentemente más rápido esto es sinónimo de cercanía?¿pero podemos conocer el tamaño y la distancia de una estrella?

Tal vez si. Se llama paralaje, palabra que se deriva de vocablos griegos que significan “cambio de posición”.

*el diámetro de una luna llena seria 1.865 segundos de arco. Un segundo de arco es 1/1.865 del diámetro de la Luna llena. A Sirio le llevaría 1.400 años variar su posición el diámetro de una Luna llena.

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PERO... ¿A QUE DISTANCIA SE ENCUENTRAN?

Si ponemos nuestro dedo gordo frente a nuestros ojos y cerramos un ojo, veremos que este se sitúa sobre un objeto o una zona del fondo. Estiremos el brazo y cerremos ahora el ojo contrario. Veremos que la posición aparente del dedo con respecto al fondo cambia. Si midiéramos este cambio de posición podríamos calcular la distancia que existe del dedo al ojo.

Traslademos este experimento a un objeto del cielo. Por ejemplo la Luna. Si la observamos desde un telescopio situado en Madrid y a la misma hora la observamos desde otro lugar suficientemente alejado con otro telescopio, parecerá que varía su posición respecto al fondo estrellado. Ese cambio de posición la mediríamos en fracciones de grado. Como conocemos la distancia entre ambos telescopios, sería posible calcular la distancia a la Luna por un simple cálculo de trigonometría.

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Pero esto no es tan sencillo con otros objetos. Hasta finales del siglo XVII no se pudo medir la paralaje de Marte por poner un ejemplo. Cuanto más lejano es un objeto, este tiene una paralaje más pequeña como es lógico. Las distancias a cualquier planeta son enormes. Estas distancias se median en kilómetros, lo cual era un inconveniente, pues había que añadir multitud de ceros y no se tenia un concepto muy claro de estas enormes distancias.

El kilómetro esta muy bien para la Tierra pero no para el espacio. La distancia de la Tierra al Sol es de 150.000.000 de kilómetros. A esta distancia se le llama “Unidad Astronómica”. La distancia media de Saturno al Sol, por ejemplo, es de 1.425.000.000 de Km. Resulta evidentemente más sencillo decir que Saturno se encuentra respecto al Sol a 9,8 U.A.

Pero las estrellas están mucho, mucho más lejos. Aunque nos situásemos en los mejores observatorios del mundo y los más distantes no podríamos medir la paralaje de ninguna estrella. Si no podemos saber a que distancia se encuentran, ¿sabemos algo de ellas?

Busquemos la que es para nosotros la estrella más brillante del cielo. Supongamos que Sirio es tan brillante como nuestro Sol. Si fuese así, ¿a que distancia se encuentra para verse tan pequeña?

Halley, que fue el primer astrónomo que descubrió el movimiento propio de las estrellas, conocía que el brillo de un objeto decrece con la distancia aplicando una formula bien conocida en su época. Basándose en esta formula y suponiendo que Sirio es igual de brillante que el Sol, Halley calculo que Sirio estaba a 204.000 U.A. Pero en la actualidad nosotros usamos el termino año-luz. Un rayo de luz en el vacío recorre cerca de 300.000 Km por segundo. Si ese rayo de luz estuviese un año viajando por ese vacío recorrería 9.460.600.000.000 km aproximadamente, lo cual significa que para Halley Sirio estaría más o menos a 2 años-luz. El hecho de que este a más de 8 años-luz significa que ha de ser bastante más brillante que el Sol para aparecer con el brillo que muestra.

Pero a mi parecer, este cálculo de Halley nos lleva (como supongo le llevó a el), a algo más importante: las estrellas, aun las más cercanas, se hallan a distancias de años-luz de nosotros. Por consiguiente la paralaje estelar parecía imposible.

Herschel * intentó la paralaje estelar con estrellas dobles, pero también fracasó. Fue Bessel, o así se le considera, la primera persona que determinó la distancia a una estrella. Bessel descubrió que 61 Cygni describía en el firmamento una pequeña elipse a medida que la Tierra cambiaba de posición en su orbita alrededor del Sol. Como la paralaje estelar es la máxima separación de una estrella con respecto a su posición media a lo largo del año, este cálculo que la distancia máxima de dicha elipse desde su centro era de 0,3” (la paralaje se mide en segundos de arco).

Conociendo la paralaje de 61 Cygni y la anchura de la orbita de la Tierra, es posible calcular su distancia, que resulta ser 11,1 años luz. Otra unidad que se emplea a veces es el “pársec”. Es la distancia a la cual una estrella tendría una paralaje exactamente de 1” de arco. Podemos decir que 61 Cygni esta a 11,1 años-luz o a 3,42 parsecs.

Desde luego podemos decir que Bessel fue un tipo listo.

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Hoy sabemos que hay muchas estrellas próximas que no son posibles verlas si no son con ayuda del telescopio. La estrella de Barnard (que no vemos a simple vista), esta a algo más de 5 años- luz, Sirio a unos 8 años luz y Procyon a 11 años-luz. ¿Pero es casualidad que nuestro Sistema Solar se halle rodeado de estrellas en su mayoría débiles? Seguramente no. Tal vez, podemos pensar, que lo excepcional son las estrellas brillantes.

Analicemos algunas de las estrellas brillantes que conocemos y a que distancia se encuentran de nosotros:

Sirio a unos 8 años luz. Procyon a 11 años luz. Altair a 15 años luz. Vega a 27 años luz. Pollux a 33 años luz. Arturo a 40 años luz. Capella a 42 años luz. Castor a 45 años luz. Aldebarán a 55 años luz. Spica a 190 años luz. Betelgeuse a 275 años luz. Deneb a 400 años luz. Rigel a 540 años luz.

Ya se que estaréis pensando que todas estas estrellas las vemos en nuestras “salidas” muy brillantes en el cielo.... ¡como pueden estar tan lejos!

La mayoría de las estrellas y agrupaciones de estrellas se encuentran a miles o millones de años-luz. Cuanto más lejos esta una estrella menor es su paralaje lo que hace imposible medir su distancia por este método.

Tomemos un ejemplo de algo que todos nosotros conocemos bien. En nuestras “salidas” en invierno es una visita obligada ver la Constelación de Orión. Una de sus estrellas es Rigel. También vemos en Can Menor a Procyon. Ambas estrellas son bastante brillantes. Si nos fijamos en la tabla anterior Rigel esta unas 50 veces más lejos de nosotros que Procyon pero curiosamente Rigel brilla más en el cielo. La intensidad de la luz disminuye en función del cuadrado de la distancia. Si dos estrellas emitiesen luz en cantidades iguales pero una se encontrase 50 veces más lejos de nosotros que otra (como es este caso), la más lejana se nos mostraría con un brillo reducido en proporción al cuadrado de 50; es decir, 2500 veces menor. Sin embargo Rigel no aparece débil. Todo lo contrario. Aparece más luminosa que Procyon ¿cómo es posible?.

Una vez que se determinaron las distancias a algunas estrellas, se descubrió rápidamente que sus diferencias de brillo no se debían por entero a sus diferencias de distancias. Había que tener en cuenta la diferencia de luz que emitían.

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Perfecta foto de Orión. Rigel es la estrella brillante situada abajo a la derecha.

La magnitud que cualquier estrella tendría si estuviera a una distancia de 10 parsecs de nosotros se llama “magnitud absoluta”.

El brillo de una estrella, sea cual fuere la distancia a que se encuentre, recibe el nombre de “magnitud aparente”.

Así podemos hablar de brillante o luminosa. Sirio es la más brillante pero Rigel es la más luminosa. Creo que el ejemplo es claro.

Una estrella puede ser muy luminosa pero estar tan lejos que no podamos verla a simple vista. Si se sustituyese el Sol por Sirio, el enorme caudal adicional de luz y calor haría que nuestros océanos hirvieran y se evaporasen, siendo imposible la vida en la Tierra. En otras palabras, si en vez del Sol tuviésemos a Sirio tendríamos que irnos a la orbita de Júpiter para estar en una situación similar a la actual. Pero si en vez del Sol pusiésemos a Rigel, hasta en Plutón sería insoportable la temperatura desde un punto de vista humano.

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EVOLUCION ESTELAR: NACER Y MORIR

Pero ¿por qué hay estrellas más grandes que otras? Esta es una buena pregunta como también lo sería preguntarnos si unas estrellas viven más que otras.

Las estrellas antes de nacer son aglomeraciones de polvo y gas, principalmente hidrógeno. El polvo y el gas van formando una nebulosa que gira y se condensa bajo la atracción de su propia gravedad.

Según se concentra su núcleo se va haciendo cada vez más caliente. Si la nebulosa inicial es pequeña, el cuerpo que se forma no suele ser superior al tamaño de Júpiter. El centro o núcleo puede ser denso y alto en temperatura, pero ni esta ni su densidad, son suficientes para hacer que los átomos de hidrógeno se fundan en Helio. Así el núcleo puede tener una alta temperatura pero la superficie se mantiene fría y oscura.

Si la nebulosa inicial logra formar un cuerpo de al menos 40 veces Júpiter, esta si consigue llegar a la temperatura suficiente en el núcleo para que brille; se forma entonces una estrella.

En mi resumen “Un paseo por el Cosmos” os explicaba que en todas las estrellas se producen reacciones termonucleares que a la larga modifican la composición química de las mismas. Como consecuencia de ello, también se modifican sus características físicas. Comienza la evolución de la estrella, que viene determinada por su capacidad de mantener la presión generada en las reacciones de fusión nuclear, ya que esta presión equilibra la contracción gravitatoria.

Con la fusión del hidrógeno se va consumiendo este elemento, hasta que llega un momento que casi se agota. La estrella desarrolla mecanismos para mantener la presión hasta que llega el colapso.

En las estrellas más masivas se genera mayor fuerza gravitatoria y por ello tienen que desarrollar mayor temperatura para contrarrestar dicha fuerza, por lo cual, queman combustible más pronto y su evolución es más rápida. Cuando esto sucede, al colapso me refiero, los astrónomos dicen que la estrella ha salido “de la secuencia principal”. Según el tipo de estrella, esta dura más o menos tiempo en esta secuencia. Por ejemplo, una estrella como el Sol, se estima que permanece dentro de la secuencia principal unos 10.000 millones de años, mientras que otra con 20 veces la masa solar permanece solo unos 10 millones de años.

Una vez que el hidrógeno del núcleo estelar se ha transformado en helio, el núcleo se contrae por efecto de la gravedad. La estrella adquiere un color rojo, reflejo de la menor temperatura superficial. La temperatura del núcleo sigue aumentando por efecto de la contracción gravitacional y cuando llega a 100 millones de grados centígrados comienza la fusión del helio, que se transforma en carbono y oxigeno.

La estrella se ha convertido en una gigante roja. Como Betelgeuse en Orión y Aldebarán en Tauro.

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La mayor parte de la vida de una estrella la pasa en la secuencia principal. Pero ¿cuánto tiempo pasa en ella? Como ya os he dicho antes depende del tamaño. Una estrella grande tiene más provisión de hidrógeno por lo que podemos pensar que vivirá más tiempo. Pero la cosa no es así. La verdad es que ocurre lo contrario. Cuanto más grande es una estrella, más caliente tiene que estar su núcleo para mantenerla expandida contra la atracción de su propia gravedad. Y cuanto más caliente, más consume. Si una estrella tiene un tamaño doble que otra, la estrella grande consume hidrógeno a un ritmo superior del doble que la otra.

Si la estrella tiene 2 veces la masa solar, cuando se agota el helio del núcleo, esta se contrae. Finalmente se convierte en una enana blanca. Si tiene entre 2 y 10 veces la masa solar se llega hasta la fusión del carbono. Si fuese aun mayor, la evolución sería muy rápida.

La Supernova desprende en 10 segundos más energía que el Sol en toda su vida. Las grandes gigantes rojas son objetos sorprendentes e impresionantes. Betelgeuse (la podéis observar en la foto anterior de Orión con un tono rojizo), es una gigante roja. Si la pusiésemos en lugar de nuestro Sol, la Tierra no existiría. Es mas, su tamaño es tan grande que incluiría las orbitas que van desde Mercurio a Júpiter. En cambio, esta gigante roja, solo tiene 20 veces más masa que el Sol. La densidad media del Sol es muy superior a Betelgeuse.

Pero tanto las gigantes como las enanas son bastante raras. La mayoría de las estrellas son similares al Sol. Pueden ser más grandes o pequeñas, más frías o calientes (dependiendo de su clase espectral); pero evolucionan de una manera clara y controlada. Como la mayoría de las estrellas tienen este comportamiento y se mueven en esta secuencia, esta recibe el nombre de “secuencia principal”.

Las diversas gigantes rojas y enanas blancas son probablemente restos de estrellas bastante más grandes que el Sol. Invirtiendo este razonamiento y pensando en las estrellas brillantes que vemos por las noches, estas no pueden ser muy viejas. Si lo fueran, habrían salido de la “secuencia principal” y serian gigantes rojas o enanas blancas.

En la época de los dinosaurios, Spica, Sirio, Rigel o Vega no estaban en el cielo. Todavía no se habían formado. Dentro de unos cuantos millones de años habrán desaparecido...

Si la masa remanente después de una Supernova es superior a 3 veces la masa solar se produce un colapso definitivo: la materia se contrae indefinidamente hasta formar un objeto de densidad tan impresionante que cualquier partícula o rayo luminoso que caiga bajo su influencia no puede volver a salir. Es un agujero negro.

El limite donde las partículas aun tienen una situación “normal” y la región del espacio donde ya ejerce su influencia el agujero negro se denomina “horizonte de sucesos”. Pero ese es otro tema y recordad que ya lo hemos tratado*.

*Os remito otra vez a “Un paseo por el Cosmos”. Ver introducción y Hawking, agujeros negros y otras historias para no dormir y leer de noche.

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LA LUZ ESTELAR

Isaac Newton descubrió que al pasar la luz solar por un prisma, al otro lado aparecían distintos colores en un orden determinado: rojo, naranja, amarillo, verde, azul y violeta.

Impresionante foto del M-35 y NGC 2158

La luz del Sol, aunque la veamos blanca, es una mezcla de colores distintos. Newton llamo “espectro” a la banda de colores. La luz del Sol es una mezcla de muchísimas longitudes de onda y estas quedan separadas al atravesar un prisma: las longitudes de ondas mayores (rojas) en un extremo y las más cortas (violeta) en otro.

Sin embargo, el Sol no contiene todas las longitudes de onda posibles. En 1814, Fraunhofer hizo pasar la luz a través de una estrecha ranura antes de que atravesara un prisma.

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Las diferentes longitudes de onda quedaron separadas mucho más nítidamente. Descubrió casi 600 líneas espectrales y marcó las más destacadas con las letras de la A a la K.

Por otro lado en 1842 un científico austriaco llamado Doppler, estaba trabajando en algo que en principio no tenia nada que ver. Estaba interesado en el hecho de que un sonido cambiaba de tono si el objeto que lo producía se hallaba en movimiento.

El silbato de un tren, no sonaba lo mismo si este estaba quieto o si se movía. Si el tren estaba parado sonaba de una forma, si se aproximaba sonaba más fuerte y si se alejaba parecía sonar más bajo. Por supuesto para los pasajeros que viajaban dentro del tren no había ningún cambio aparente de sonido. Finalmente llego a la conclusión que el sonido esta formado por ondas y el tono dependían de la longitud de estas.

Si algo que produce un sonido se acerca a nosotros, las ondas que produce serán más cortas que si ese “algo” permanece inmóvil. El objeto que se aproxima le come algo de terreno a cada longitud de onda antes de emitir la siguiente. Si el sonido se aleja de nosotros, cada longitud de onda resulta un poco más larga.

El cambio de tono debido al movimiento se denomina “efecto Doppler”. Esto es algo que seguro ya conocíais, pero vamos a buscarle una aplicación a lo que a nosotros nos interesa.

La luz también es un fenómeno ondulatorio. A los astrónomos, como es lógico, lo que más le interesaba eran los espectros producidos por estrellas. William Huggins estudió el espectro de la estrella Sirio (como os gustan los ejemplos de cosas conocidas). También en él había líneas oscuras. En su débil espectro solo se podían ver algunas pero seguían una pauta idéntica al espectro solar. La única diferencia era que sus líneas tenían una longitud de onda un poco más larga. Había un pequeño corrimiento hacia el rojo.¿Por qué?....Sirio se estaba alejando de nosotros.

En 1840 se invento la fotografía. Cuando Huggins lo intentó, resulto que sus primeras fotografías no tuvieron demasiado éxito. Los espectros estelares eran demasiado débiles a pesar de que eligió a Sirio y a Capella. Pero la fotografía fue mejorando. Un objeto puede no enviar suficiente luz pero si se le somete a exposiciones largas la cosa cambia (esto es algo que sabemos muy bien por poco que nos guste la fotografía).

La fotografía permitió detectar pequeños corrimientos en las líneas espectrales y determinar la velocidad radial.

El estudio de la velocidad radial resulto mucho más interesante que el de la velocidad transversal. Esta se puede detectar solo en las estrellas próximas, mientras que la radial de puede detectar en cualquier objeto, por lejano que esté.

Si se conocen las dos velocidades, la radial y la transversal, es posible combinarlas para resolver la dirección verdadera del movimiento y calcular su velocidad “espacial”.

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Como ya he dicho antes, Sirio se esta alejando de nosotros, en el pasado estuvo más cerca y fue todavía más brillante.

El corrimiento de las líneas espectrales informó de más cosas aparte del acercamiento o alejamiento.

En 1889 Edward Pickering observó que las líneas espectrales de Mizar (otro ejemplo de una estrella que conocéis bien) eran dobles. De cada par de líneas una se estaba desplazando hacia el rojo y otra hacia el violeta. Tras algún tiempo ambas cambiaron simultáneamente de dirección. Era como si parte de la estrella se acercara y la otra parte se alejara. Curioso. La explicación lógica fue pensar que se trataba de dos estrellas que ni los mejores telescopios podían separar. A medida que orbitaba una alrededor de la otra, una se acercaba a nosotros y la otra se alejaba. A este sistema de dos estrellas que no podemos detectar de la manera ordinaria, pero si mediante su espectro, recibe el nombre de “binaria espectroscópica”.

En un telescopio, como habéis podido observar multitud de veces, se pueden ver dos estrellas: Mizar A y Mizar B. Mizar A es a su vez una binaria espectroscópica.

Las dos estrellas de este sistema binario se encuentran a una distancia entre sí, como la Tierra del Sol. A la distancia de 80 años-luz que se encuentra Mizar, esto representa una separación de 0,04 segundos de arco, demasiado pequeña para distinguirse con telescopio.

A finales del siglo XIX se estableció un sistema detallado de las distintas clases espectrales con letras del alfabeto. Este sistema ideado por la astrónoma Annie J. Cannon quedaba así: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S.

La clasificación más corriente es O, B, A, F, G, K, M (se puede recordar la secuencia con la famosa frase en ingles “Oh Be A Fine Girl Kiss Me”). Pero particularmente a mí me gusta más: Oh Bella Amalia Fuiste Ganando Kilos Mientras....

Las estrellas O son las de mayor temperatura superficial (40.000º) y las de menor temperatura son las M (3.000º).

En experimentos de laboratorio, a medida que se calentaban sustancias a temperaturas mayores, cambiaban sus espectros. De aquí que las distintas clases espectrales se asocien a las distintas temperaturas de las estrellas.

Cada clase espectral se subdividió en nueve, de tal manera, que por ejemplo Sirio A pertenece a la A1 y Sirio B a la A5.

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SISTEMAS BINARIOS: A LA CAZA DE ESTRELLAS DOBLES

En la foto Venus y las Pléyades.

No me canso nunca de buscar y ver estrellas dobles. Cuando uno comienza en esto de la astronomía, uno empieza buscando objetos “fáciles”. Un cúmulo como el M-13, una galaxia como la de Andrómeda, una nebulosa como la de Orión o una estrella doble como Albireo.

No puedo hablar aquí de todos los sistemas dobles porque es posible que resultase pesado, pero si de algunos de ellos.

En casi todas las Constelaciones hay sistemas dobles. En Cefeo tenemos Ksi Cephei (blanca y amarilla) y giran una alrededor de la otra cada 4000 años. En Andrómeda no se puede olvidar de observar a Almach por su contraste de color (una roja y otra azul).

Cuando en otoño o invierno observemos a Perseo no olvidemos hacerle un “guiño” a Algol. Nunca mejor dicho lo de “guiño” porque Algol varia su brillo periódicamente debido al paso de otra estrella muy próxima a ella que la eclipsa desde nuestra posición en la Tierra. No esperemos ver el “sistema doble”, pero no dejemos de observar por ello al ojo maléfico de la Medusa, el monstruo que mato Perseo.

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En invierno, en la Constelación de Orión podemos intentar ver la doble de Rigel pero es difícil debido al gran brillo de esta. Su compañera tiene una magnitud de 7. Si no lo consigues gratifícate viendo la nebulosa de Orión. En la Constelación de Can Mayor tenemos a Sirio, pero es una doble imposible. Sirio emite 20 veces más luz que el Sol y su compañera es de octava magnitud, una enana blanca, que queda eclipsada por esta.

En Monoceros, tenemos a la 8 Monocerotis (una blancoazulada y otra amarilla) y la estrella triple Beta Monocerotis.

Si damos un salto al verano, no nos perdamos Graffías en Escorpión, una estrella doble ambas de tono azulado.

En Géminis Pollux y Castor, que más que dobles son múltiples; pero necesitaríamos telescopios muy potentes.

En Leo tenemos a Régulus, que tiene una compañera de octava magnitud, pero la estrella doble más destacada de esta constelación es Algieba que se convierte en dos estrellas de color amarillo –dorado al poner más aumentos.

En primavera, aunque prácticamente todo el año, desdoblemos a Mizar (fácil de localizar y sencilla de desdoblar); y desde Alkaid en línea recta, Cor Caroli, para mi preciosa doble de colores.

En Ofiuco podemos al sur intentar localizar la 36 Oph pero es mucho más gratificante, al menos para mi, desdoblar la 70 Oph; preciosa y cada vez más fácil de distinguir pues su separación esta aumentando desde el año 2000.

Pero el cielo de verano nos tiene algunas sorpresas escondidas. En Lyra no nos perdamos el doble doblete (Epsilon Lyrae) un cuarteto para disfrutar. Beta Lyrae es una doble crema y azul siendo su estrella primaria una compleja binaria eclipsante.

En Acuario tendríamos a Zeta Aquarii, que podemos ver como dos discos amarillentos, como la más destacada; pero podríamos localizar al menos 10 más.

Esto mismo nos ocurre con la mayoría de las Constelaciones por ello solo quiero nombrar algunas.

Quiero acabar con la estrella doble más bonita del cielo (que yo conozco). Se llama Albireo, todos la conocéis, y esta en la Constelación del Cisne. Una de sus componentes es ámbar y la otra verdeazulada. Merece la pena perder incluso quince minutos observándola. Si no quieres estar tanto tiempo intenta localizar también en el Cisne a Ómicron 1 y Ómicron 2 y la 61 Cygni.

Podemos continuar enumerando casi sin fin multitud de estrellas dobles, pero no es mi cometido. Existen numerosos libros y cartas del cielo para que localicéis con vuestros telescopios estas, no tan raras, especies estelares. Otro bonito entretenimiento seria, porque no, el estudio y observación de estrellas variables.

Pero en fin, continuemos. Quisiera ahondar un poco más en los sistemas dobles. Es bien cierto que cuando los astrónomos determinaron la distancia a las estrellas empezaron a hablar de tamaños.

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Si se observa un sistema binario a lo largo de años, se puede ir haciendo un diagrama representando gráficamente como se mueven las estrellas que lo forman. Se puede medir la separación de dos estrellas en segundos de arco y, si la distancia es conocida, convertirla en kilómetros reales.

Por poner un ejemplo, la separación de las dos estrellas de Delta Cygni es casi tres veces mayor que la distancia de Plutón al Sol, pero hay separaciones aun mayores que ésta.

Por poner otro ejemplo de una estrella que conocéis bien, las dos estrellas del sistema de Mizar, están más próximas entre si que Mercurio respecto al Sol, y sin embargo existen estrellas dobles aun más cercanas.

El punto de mayor proximidad se llama “periastro” y el punto más lejano “apastro”.

En los sistemas binarios las dos estrellas, bajo atracción gravitatoria, se desplazan en una orbita que se mueve alrededor de un punto situado entre ambas llamado “centro de gravedad”. Al moverse, ambas estrellas permanecen en lados opuestos a este “centro”, estando la estrella más grande siempre más próxima a él. Ambas estrellas por lo tanto se desplazan en orbitas elípticas, y como es lógico, la más grande se desplaza en una orbita más pequeña.

El grado de achatamiento de una elipse se mide por su “excentricidad”. Cuanto mayor es esta, más alejados del centro se encuentran los focos.

En otras palabras, las dos estrellas de Gamma Virginis, que giran una alrededor de la otra, se aproximan hasta una separación igual a la existente entre Júpiter y el Sol, y luego se separan a una distancia que duplica la que hay desde Plutón al Sol.

En general, las estrellas separadas por una distancia media bastante grande suelen tener excentricidades pronunciadas.

Por poner otro ejemplo conocido, Capella, tiene una excentricidad muy pequeña. Esto es porque la distancia de las estrellas del sistema doble Capella, varían de 83.000.000 de Km en el periastro aproximadamente a 84.500.000 en el apastro aproximadamente.

Las excentricidades del Sistema Solar, por ejemplo, son más parecidas a Capella que a Gamma Virginis. Esto es bueno, porque una órbita muy excéntrica introduciría unos cambios de temperatura a lo largo del año, que aun siendo un planeta a una distancia adecuada, podría resultar inhabitable. En fin, ya sabemos algo más de las estrellas, pero aun no hemos acabado.

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LOS CÚMULOS, ESAS AGRUPACIONES EN EL CIELO...

A veces las estrellas se agrupan. A esto lo llamamos cúmulos. Hay cúmulos que denominamos “abiertos” y se componen de estrellas jóvenes y que se encuentran en los brazos espirales de nuestra galaxia. A otros los llamamos “globulares” y son pelotitas más o menos grandes de estrellas apiñadas, más viejas y bastante alejadas del plano de la Vía Láctea.

Al igual que en el capitulo anterior podría dedicar paginas y paginas a este tema, pero iremos al grano. No me queda más remedio que empezar por el cúmulo más conocido y observado desde la antigüedad: Las Pléyades.

Este cúmulo abierto situado entre Tauro y Perseo nos acompaña en las noches de invierno con todo su esplendor. También es conocido como las “siete hermanas”, pues siete de sus estrellas se reconocen fácilmente a simple vista: Alcíone, Astérope, Celeno, Electra, Maya, Merope y Taigete. Unos dicen que Orión las persigue enamorado por el cielo; otros, menos románticos, que son un enjambre de moscas sobre el lomo del Toro. De cualquier modo, es sin duda el cúmulo más bonito para observarlo con prismáticos. Aproximadamente unas cien estrellas pertenecen a este cúmulo situado a unos 400 años-luz y que es visita obligada en las frías noches de invierno.

Muy cerca de las Pléyades, en plena constelación de Tauro tenemos el cúmulo de las Hiades, según la mitología hermanas de las primeras. Las Hiades están situadas muy cerca de Aldebarán (el ojo del Toro), a unos 150 años-luz de nosotros. Aldebarán esta algo más cerca, a unos 70 años-luz, aunque visualmente se encuentra en el mismo plano.

Por cercanía no podemos olvidar el impresionante doble cúmulo de Perseo. Cada uno de estos cúmulos se encuentran situados en los brazos espirales de nuestra galaxia a la impresionante distancia de unos 7.000 años-luz. Para ser visibles como lo son, solo es posible una explicación: las estrellas más brillantes de estos cúmulos deben ser supergigantes muy luminosas.

No olvidemos el trío de cúmulos de Auriga, el M-38, M-36 y M-37. Estos tres cúmulos están situados a más de 4.000 años-luz.

En la constelación de Can Mayor y situado justamente debajo de la estrella Sirio es visita obligada el M-41, compuesto por unas 50 estrellas.

Por otro lado podemos visitar el M-50 en Monoceros o el M-35 en Géminis, este último contiene más de 100 estrellas dispersas en una zona del tamaño de una luna llena, no os lo perdáis.

En la constelación de Cáncer (el cangrejo), tenemos el M-44 o cúmulo de la Colmena. En la antigüedad se le conocía como el Pesebre (esta situado entre dos estrellas que se conocían como “los asnos”) y esta situado a unos 500 años-luz. Es espléndido, grande y extenso. Su visión con prismáticos muy bella, pero menos brillante que las Pléyades.

Demos un paseo por el M-3 de Boyero y por el M-12, M-10, M-14 y M-107 de Ofiuco y paremos un poco más nuestro telescopio en la constelación de Vulpécula (la Zorra). Observemos La Percha y el M-71.

En las noches de verano no nos olvidemos del M-4 en Escorpión, cúmulo achatado debido a su rápida rotación, o el Joyero a la cola del Escorpión. En

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Sagitario el M-6 o cúmulo de la Mariposa cerca de la Vía Láctea. Como dejar de ver también el cúmulo de Tolomeo, estos dos últimos en dirección al Centro Galáctico.

Me dejo muchos en el tintero, lo sé.

Para el final he dejado al M-13, el rey de los cúmulos globulares. Esta situado en la constelación de Hércules. Si queremos observar al “Rey” de los cúmulos globulares, aquí lo tenemos.

Impresionante eclipse de Sol, nuestra estrella, desde la Antartida.

El M-13 es fácil de localizar. Si unimos en línea recta las estrellas Zeta y Eta, encontramos a este justo a unos dos tercios del camino que va de la primera a la segunda. Es un magnifico objeto para todas las aberturas. Aunque no es el más brillante, si resulta, tras Omega Centauri y 47 Tucanae, el más espléndido. Es de los más ricos del cielo y tiene unos contornos bien definidos; dos buenas razones para ser tan espectacular.

Se pueden numerarse unas cien estrellas, sobre todo en la corona, pero también en el núcleo. Aquí están las estrellas más brillantes del cúmulo, entre magnitud 11 y 12, todas gigantes rojas. Disfruta del conjunto porque será difícil que observes otro igual, sobre todo si el cielo es oscuro.

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Si nuestro telescopio es de una abertura mayor, podremos observar las “patas de araña”, o al menos intuirlas.

Herschel, con un telescopio de 40 cm de abertura, creyó contar todas las estrellas: 14.000. Se quedó muy corto. Hay entre 400.000 y 500.000. Si no sobrepasa la 5ª magnitud es debido a que su mayoría son enanas rojas. Puede tener 12.000 millones de años de edad. Se acerca a nosotros a la alarmante velocidad de unos 250 Km/seg. Todos los globulares tienen velocidades altas, pero M-13 es de los más rápidos. Aparte de ello, se encuentra muy cerca del “ápex”, o punto hacia el cual se acerca nuestro Sistema Solar. El M-13 se mueve en sentido inverso, de modo que se suman las velocidades relativas. Dentro de 20 millones de años será un objeto maravilloso a simple vista... ¿Habrá algún ser humano para observarlo?

¿HAY VIDA EN OTRAS ESTRELLAS?

Que interesante pregunta....y que difícil. La única clase de vida que conocemos es la terrestre. Pero podemos pensar (¿por qué no?), que otras estrellas pueden dar vida a otros planetas, en otros Sistemas lejanos a nosotros.

Es una idea emocionante. Si pudiésemos probar la existencia de vida inteligente en algún planeta de alguna lejana estrella, esta sería sin duda, la gran noticia de la Humanidad.

He leído un artículo de Atanasio Lleó que me ha parecido, además de bueno, muy adecuado para iniciar este capitulo. Este articulo habla sobre nuestra estrella, el Sol; y sobre nuestro planeta, la Tierra. Un buen punto de partida para comprender las dificultades para que se desarrolle vida, incluso la más sencilla. Así que voy a tomarme la licencia de resumirlo para luego, con esta base, hablar más del tema. Dice así:

“El Sol se encuentra recorriendo una órbita en torno al centro de nuestra Galaxia, la Vía Láctea, con una velocidad media de 220 Km/s. El tiempo que emplea en dar una simple vuelta es de unos 234 millones de años. Una elemental división permite determinar que, desde su nacimiento, el Sol sólo ha tenido tiempo de dar diecinueve vueltas completas a la Galaxia y estamos ahora por la mitad de la vuelta numero veinte. Este es el escenario en el que se ha desarrollado la aventura de la vida.

Desde la antigüedad los hombres quedaban fascinados por al contemplar las estrellas. Esclarecer su naturaleza, saber porque el Sol aparecía de día y se ocultaba por la noche, las fases de la luna, los eclipses....

El estudio de estos enigmas dio lugar a la ciencia de la Astronomía.

Hubble descubrió en 1923 que muchas de las nebulosas que se observaban en el cielo estaban a una distancia enormemente mayor que todas las estrellas conocidas y se encontraban separadas por enormes vacíos. Se les llamo Universos-Islas. Hoy las llamamos galaxias.

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Los ininterrumpidos trabajos de observación e investigación han llevado al conocimiento de que existen, distribuidas en forma prácticamente homogénea por el Cosmos, del orden de 100.000 millones de galaxias, y cada galaxia contiene, por término medio, 100.000 millones de estrellas.

Hoy sabemos que el Sol es una estrella como las demás; se encuentra en el borde de uno de los brazos espirales de una de las galaxias que pueblan el Universo: la Vía Láctea. La distancia del Sol al centro de la Galaxia es de 28.000 años-luz y el diámetro de la misma es de unos 100.000 años-luz.

El Sistema Solar se formó aproximadamente hace unos 4.560 millones de años y la materia que sirvió para su formación contenía ya todos los elementos químicos que actualmente existen en la Tierra (muchos de ellos imprescindibles para el desarrollo de los seres vivos), los cuales se tuvieron que sintetizar de estrellas anteriores que habitaron en esta región de la Galaxia. El Sol es, pues, una estrella de segunda generación (quizá de tercera o aún más).

Cuando el Sol se encontraba recorriendo por cuarta vez su órbita galáctica (tenía entonces una edad de 750 millones de años) tuvo lugar en uno de sus planetas, la Tierra, el acontecimiento más trascendental y enigmático del Universo: el comienzo de la vida.

Se ha podido constatar que todos los seres vivos de todas las especies, actuales o extinguidas, estamos constituidos por proteínas que contienen las mismas clases de moléculas, que son como los ladrillos que sirven para edificar todos los organismos vivos, por muy diferentes que nos parezcan.

La evolución de los seres vivos se basa en mutaciones por las que se origina una nueva especie. Estas mutaciones consisten básicamente en modificaciones del ADN. Los primeros seres vivos eran unicelulares y decidieron fabricar ellos mismos sus propios alimentos, partiendo como materia prima del CO2 y sales minerales; y como para dicha fabricación necesitaban energía, utilizaron la radiación proveniente de nuestra estrella: el Sol.

Así comenzó la fotosíntesis. Pero en la fotosíntesis se produce Oxigeno libre, que es un activo veneno para los seres vivos, pues oxida y destruye sus moléculas constituyentes. Durante mucho tiempo este Oxigeno fue absorbido por el Hierro que existía en la corteza terrestre, formándose óxidos de hierro, hasta que, hace 1.800 millones de años comenzó a pasar a la atmósfera (que hasta entonces carecía de gas). Los seres vivos de entonces trataron de defenderse de la oxidación, hasta que algunos se dieron cuenta de que, con ciertas precauciones, podían precisamente utilizar el Oxigeno en su propio beneficio. En la respiración, los seres vivos absorben O2 de la atmósfera, el cual reacciona con moléculas orgánicas dentro del organismo produciendo energía. Luego, muchísimo más tarde, se llega a la aparición de seres pluricelulares. Para llegar a este asombroso invento hubo de transcurrir un tiempo de 2.400 millones de años desde que apareció la primera célula viviente. Los seres pluricelulares surgieron, por tanto, hace solo 600 millones de años; al final de la vuelta del Sol número diecisiete. Lo que sucedió después se va acercando a lo que hoy podemos contemplar. Surgieron los seres invertebrados, estrellas de mar, esponjas, medusas, crustáceos, etc. Surgieron luego los vertebrados; el primer pez vivió hace algo más de 450 millones de años.

Cuando todo parecía un paraíso sobrevino una catástrofe: la primera gran extinción de los seres vivos. Ocurrió hace casi exactamente 435 millones de años

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(en la mitad de la vuelta numero dieciocho del Sol). La causa parece que fue un enorme asteroide. El caso produjo una terrible glaciación que cubrió de hielo casi toda la Tierra y se extinguió el 80% de las especies de aquella época.

Pero lo seres vivos no se dan fácilmente por vencidos. Los supervivientes reaccionan con gran vitalidad. Poco a poco algunos seres salen del agua y comienzan a explorar la tierra firme; algunos deciden quedarse en ella.

La segunda gran extinción ocurrió cuando faltaba poco para terminar la vuelta del Sol número dieciocho.

Surgen los reptiles y se originan los árboles y los primeros bosques.

La tercera gran extinción ocurre hace 245 millones de años. El Sol había recorrido cerca de la mitad de su vuelta diecinueve. Se produjo la mayor extinción de seres vivos de toda la historia de la Tierra. Se extinguieron el 90% de las especies que habitaban, tanto en los océanos como en tierra firme. Pero el restante 10%, lejos de tirar la toalla, demostraron una vitalidad casi invencible. Aparecieron los grandes reptiles (dinosaurios). El Pangea se fraccionó dando lugar a los actuales continentes y las grandes cordilleras. La cuarta gran extinción se produce hace 210 millones de años. Eliminó gran parte de los invertebrados y produjo nuevos cambios evolutivos. Aparecieron por primera vez las flores. Algunos dinosaurios desarrollaron plumas. Aparecen las primeras aves. Estamos hablando de hace unos 114 millones de años, a punto de iniciar el Sol su vigésima vuelta en la Galaxia.

La quinta y última gran extinción se produce cuando los dinosaurios se jactaban de que iban a dominar la Tierra hace 65 millones de años. La causa de esta extinción parece que fue el choque de un asteroide de unos diez kilómetros de diámetro que impacto con la Tierra a una velocidad de 30 Km/s en la zona de México. Desaparecieron los grandes reptiles y los mamíferos heredan la Tierra. Cuando esto ocurría el Sol estaba dando la vuelta numero veinte (la ultima vuelta, pues hoy esta por la mitad de la misma). ”

Como habéis podido observar en este articulo resumido, la formación de vida no es tan sencilla. Se necesita tiempo, mucho tiempo...y suerte.

Pero la vida que conocemos, ¿es la única que puede existir? Las moléculas complejas de nuestra clase de vida están constituidas por anillos y cadenas de átomos de carbono, hidrógeno, nitrógeno, oxigeno... ¿podría haber otra vida que no empleara átomos simples?

Hasta que tales pruebas aparezcan, tenemos lo que tenemos.

La vida (que conocemos), necesita de energía; sin ella las moléculas no se pueden formar: se fraccionarían y la vida dejaría de existir.

El único lugar que conocemos en que la vida puede tener energía para un largo periodo es en la inmediación de una estrella.

La Galaxia de la Vía Láctea tiene, tal vez, 135.000 millones de estrellas. Sin embargo, no todas las estrellas son buenas para la vida. Una vez que una estrella deja la Secuencia Principal, sus expansiones, contracciones y posibles explosiones borrarán sin duda cualquier forma de vida que exista en sus inmediaciones.

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Por tanto, hemos de ceñirnos a las estrellas de la Secuencia Principal, que de todos modos nos sigue dejando un buen margen del 90% de la totalidad de las estrellas.

¿Son algunas más adecuadas que otras para la “vida”?

Algunas son muy luminosas y otras muy débiles, pero eso no es en sí un grave inconveniente. Un planeta que girase en torno a una estrella muy luminosa podría tener vida siempre que estuviera situado a una gran distancia y no tener que soportar, de este modo, los efectos de luz y calor de dicha estrella. De modo inverso, un planeta que girase en torno a una estrella muy débil, podría hacerlo muy cerca de esta y así captar la luz y el calor suficientes.

Hay de todos modos otras cosas a tener en cuenta. Cuanto más brillante es una estrella, más breve es su duración y menos tiempo hay para que la vida se desarrolle en sus inmediaciones antes de que la estrella salga de su Secuencia Principal y lo destruya todo.

Como hemos visto antes la Tierra necesito unos 3.000 millones de años después de su formación para lograr crear una vida muy primitiva. Es de suponer, pues, que necesitaríamos estrellas que estuviesen en la Secuencia Principal por lo menos 3.000 millones de años. Eso elimina a cualquier estrella de las clases espectrales O, B y A. También se eliminan las más luminosas del tipo F.

Empecemos por el otro extremo. Supongamos que la Tierra se mueve alrededor de una estrella de la clase M. Su órbita tendría que estar a solo un millón de km de distancia para poder conseguir energía suficiente para la vida. Sin embargo, de moverse en esta órbita, ciertos efectos gravitatorios serian perjudiciales para la vida misma. La atracción gravitatoria se reduce con la distancia. Esto significa que el lado de la Tierra situado frente al Sol experimentaría mayor atracción que el lado más alejado. Esto produciría un pequeño estiramiento en dirección al Sol y el consiguiente “efecto de marea”. Un planeta como la Tierra tendría que orbitar alrededor de una estrella de clase M a una distancia no muy superior a la existente entre la Tierra y la Luna, pero la estrella de clase M sería mucho más masiva que la Luna. Por lo tanto, la Tierra, sufriría un efecto de marea mucho mayor que el que tiene actualmente por la acción del Sol y la Luna.

El efecto de marea retarda la rotación de un planeta; si ese efecto es grande, le obligaría pronto a orbitar presentándole siempre la misma cara, y manteniendo oculta la opuesta. Uno de los lados se calentaría demasiado para crear vida y el otro estaría demasiado frío.

Por consiguiente, podemos eliminar las estrellas con espectro M.

Así pues, solo nos quedan estrellas adecuadas en las clases espectrales G y K y algunas de clase F.

Este resultado no es demasiado malo. En conjunto, significa que 1 de cada 4 estrellas de la Secuencia Principal pertenece a clases espectrales buenas para “la vida”.

¿Pero de que sirve tener una estrella adecuada si no hay ningún planeta orbitando alrededor? ¿Son muchas las estrellas que poseen planetas o nuestro Sol es una excepción?

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En realidad parece que, cuando una nube de polvo y gas se condensa para constituir una estrella, es corriente que esta se subdivida en varias nubes secundarias y acaben siendo otra estrella o varias; en consecuencia un sistema doble o múltiple.

Supongamos que estas nubes de polvo y gas crearan algunas tan pequeñas que su tamaño fuese insuficiente para que en su centro se produjese la ignición nuclear, es decir planetas.

¿Existe alguna forma en que se pueda comprobar esta teoría? ¿Podemos ver si las estrellas tienen planetas o no?

Lamentablemente los planetas no bri- llan.

Sin embargo, algunos podían ser detec- tados por sus efectos gravitatorios.

En 1844, Bessel noto que tanto Sirio como Procyon tenían oscilaciones, y dedujo la existencia de un “compañero oscuro”. Una especie de planeta de gran masa. En ambos casos resultó, sin embargo, que el compañero era una enana blanca.

Si hemos de detectar un planeta por su efecto gravitatorio sobre la estrella alrededor de la cual orbita, el planeta ha de tener una masa mucho mayor que la de Júpiter, u orbitar alrededor de una estrella con masa menor que la del Sol.

Cuando se informó que la estrella 61 Cygni (a 11 años luz de nosotros) tenía una pequeña oscilación, se decidió que alrededor de esta estrella giraba un cuerpo de masa ocho veces superior a la de Júpiter, el cual completaba una orbita cada 4,8 años. Era una forma sencilla de explicar dicha oscilación.

En 1963 se comunicó que había un cuerpo de tamaño reducido (1,5 veces Júpiter) orbitando alrededor de la estrella de Barnard, que como sabéis esta alejada de nosotros cerca de 6 años-luz. Estudios posteriores indicaron la posibilidad de que otro planeta más girase a su alrededor, del tamaño aproximado de Saturno.

Si existen planetas grandes que detectamos... ¿Por qué no puede haber planetas pequeños que no podamos detectar su presencia?

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Si una de cada cuatro estrellas pueden ser adecuadas para la vida (eso supone que en nuestra galaxia habría unas 30.000 millones), podemos suponer que al menos, podría haber el mismo numero de planetas adecuados para la vida.

¿SON TODOS LOS PLANETAS ADECUADOS PARA LA VIDA?

Como nos cuenta Isaac Asimov en uno de sus libros de divulgación: seguramente no. En nuestro Sistema Solar hay muchos planetas... pero la mayoría no tienen “vida”. Algunos están demasiado alejados del Sol y por lo tanto demasiado fríos. Otros, demasiado próximos y por lo tanto demasiado calientes. Algunos son demasiado pequeños para retener una atmósfera y un océano, sin los cuales no se puede desarrollar la vida. Otros son tan grandes que tienen una atmósfera de hidrógeno, enormes gravedades, intenso calor interno, y son hostiles a la vida.

Un planeta para poder sustentar vida, ha de hallarse justamente a la distancia adecuada de su estrella. Ha de tener una órbita razonablemente circular y un eje con una inclinación solo moderada, para así evitar unas estaciones climáticas extremadas. Tampoco debe girar lentamente o tendrá temperaturas diurnas y nocturnas demasiado diferentes....

Nuestro sistema planetario solo tiene uno adecuado: La Tierra.

Pero... ¿hemos sido anormalmente afortunados o muy desafortunados?

Si tomamos como datos objetivos nuestro propio Sistema Solar, se podría pensar que una de cada 450 estrellas adecuadas tendría un planeta capaz de sustentar vida. Sin embargo, un planeta puede ser habitable sin estar habitado; puede ser adecuado para la vida, pero puede que ésta no se haya desarrollado en él.

¿Qué probabilidades hay de que se forme vida en un planeta habitable?

A lo mejor es un raro accidente, tan raro que solo se haya formado en la Tierra.

En 1952, el químico norteamericano Stanley L. Miller realizó experimentos con un recipiente cerrado que contenía agua, amoniaco, metano e hidrógeno y que esterilizó cuidadosamente. Sometió esta mezcla a descargas eléctricas, intentando imitar lo que podía haber ocurrido en la Tierra en aquel tiempo tan remoto. A la semana comprobó que la mezcla había adquirido un tono rosáceo. Analizándola, halló moléculas más complicadas. Durante muchos más años se hicieron experimentos con distintas variaciones y siempre se obtenía el mismo resultado: se formaban moléculas más complicadas.

Esto se hizo en periodos cortos de tiempo y con pequeñas cantidades... ¡que no podría suceder en un océano y durante un millón de años!

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Pero... ¿es justo suponer que lo que ocurre en un laboratorio es indicativo de lo que ocurriría necesariamente en la naturaleza?

Por los experimentos, por los análisis de meteoritos y las nubes de polvo y gas que se pueden encontrar en el espacio exterior, por la fuerte tendencia de las moléculas simples a hacerse más complicadas incluso en condiciones desfavorables y por un detalle bastante interesante: todos los cambios que se han observado son en la dirección de nuestra clase de vida y no de otra forma cuya base química sea diferente; por todo ello podemos pensar que en todos los planetas habitables si se desarrollara vida, será del tipo de vida que conocemos. Pero... ¿cuántos planetas ocupados por una especie viviente estará dotada de inteligencia suficiente para construir una civilización?

No sabemos. En nuestro planeta que tiene 4.600 millones de años aproximadamente ha habido una civilización desde hace 10.000 años.

No sabemos si esto es típico. Las civilizaciones pueden aparecer pronto, pueden durar millones de años o destruirse en solo unos milenios.

Tomemos un término medio. Supongamos que existe una civilización en un planeta de cada millón de los que sustenta vida. En este caso habría unas 1.300 civilizaciones en nuestra galaxia.

Yo personalmente no soy tan optimista. Nuestro caso, el del planeta Tierra, me parece bastante excepcional. Estamos a la distancia adecuada de una estrella adecuada, se han dado condiciones en nuestro planeta como la creación de atmósfera y océanos que no son tan habituales y además hemos sobrevivido (como hemos visto) a un sinfín de calamidades cósmicas. Pero ahí no acaba la cosa. Cuando otros seres iban a dominar nuestro planeta, otros, los mamíferos, se adaptaron mejor al último gran cataclismo y de ellos evolucionamos nosotros. Nuestra inteligencia nos ha permitido crear una civilización y una tecnología. Si otros seres hubieran dominado la Tierra, es posible que su inteligencia no hubiese sido suficientemente buena para crear una civilización. Se puede crear vida en un planeta adecuado, es posible; pero no resulta tan fácil que el desarrollo de esa “vida” de cómo resultado “una vida o una especie suficientemente inteligente”.

Somos el resultado de muchas casualidades en la evolución del planeta Tierra. Con otras cartas o con otros dados, la jugada me parece, no hubiese sido la misma. No quiero decir con esto que estemos solos, en absoluto. Supongo que eso podría considerarse una barbaridad. Pero si creo que bastante solos en cuanto a otras vidas inteligentes que hallan dado origen a civilizaciones.

Para Carl Sagan hoy en día estamos buscando mensajes de una civilización antigua y exótica, escondida de nosotros no sólo en el tiempo, sino también en el espacio. Si llegáramos a recibir un mensaje de radio de una civilización extraterrestre, ¿cómo podríamos comprenderlo? ¿Pero existe un lenguaje comparable a una piedra de Roseta interestelar?

Referencias

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