Buscan ponerle edad a las primeras estrellas

Desde tan atrás en el tiempo como los astrónomos han sido capaces de ver, el universo ha tenido trazas de elementos pesados, como el carbono y el oxígeno.

San Diego, EU.- Estos elementos, creados originalmente en estrellas masivas que estallaron, constituyeron un ingrediente crucial de los cuerpos planetarios rocosos como la Tierra, e incluso de la vida en ella y probablemente en otros mundos.

Ahora, unos investigadores de los institutos tecnológicos de Massachusetts (MIT) y California (Caltech), y de la Universidad de California en San Diego, han oteado el pasado remoto del universo, retrocediendo hasta la época de las primeras estrellas y galaxias, y han encontrado materia que no posee vestigios apreciables de elementos pesados.

Para realizar esta medición crucial, el equipo analizó la luz del quásar más distante conocido, un núcleo galáctico a más de 13.000 millones de años-luz de la Tierra.

Estas observaciones del quásar brindan una imagen de nuestro universo tal como era durante su infancia, solo 750 millones de años después de producirse la explosión inicial que creó al universo.

El análisis del espectro de la luz del quásar no ha aportado evidencias de elementos pesados en la nube gaseosa circundante, un hallazgo que sugiere que el quásar data de una era cercana al nacimiento de las primeras estrellas del universo.

Basándose en numerosos modelos teóricos, la mayoría de los científicos está de acuerdo sobre la secuencia general de eventos que debió acontecer durante el desarrollo inicial del universo: Hace cerca de 14.000 millones de años, una explosión colosal, ahora conocida como el Big Bang, produjo cantidades inmensas de materia y energía, creando un universo que se expandía con suma rapidez.

En los primeros minutos después de la explosión, protones y neutrones colisionaron en reacciones de fusión nuclear, formando así hidrógeno y helio.

Finalmente, el universo se enfrió hasta un punto en que la fusión dejó de generar estos elementos básicos, dejando al hidrógeno como el elemento predominante en el universo.

En líneas generales, los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, como por ejemplo el carbono y el oxígeno, no se formaron hasta que aparecieron las primeras estrellas.

Los astrónomos han intentado identificar el momento en el que nacieron las primeras estrellas, analizando a tal fin la luz de cuerpos muy distantes.

(Cuanto más lejos está un objeto en el espacio, más antigua es la imagen que de él recibimos, en luz visible y otras longitudes de onda del espectro electromagnético.

) Hasta ahora, los científicos sólo habían podido observar objetos que tienen menos de unos 11.000 millones de años.

Todos estos objetos presentan elementos pesados, lo cual sugiere que las estrellas ya eran abundantes, o por lo menos estaban bien establecidas, en ese momento de la historia del universo.

El citado quásar, ubicado a 13.000 millones de años-luz de la Tierra, y descubierto en agosto de 2011, es el más lejano de su tipo.

El equipo del físico Robert Simcoe, del MIT, encontró evidencia de hidrógeno, pero no de oxígeno, silicio, hierro o magnesio en los datos de la luz del quásar.

Los investigadores tuvieron en cuenta cualquier otro escenario que pudiera explicar los patrones de luz que observaron, incluyendo galaxias recién nacidas, así como cualquier otra materia interpuesta entre el quásar y la Tierra.

Tras completar todos esos análisis, los resultados finales han confirmado que el espectro de la luz del quásar indica la ausencia de elementos pesados 750 millones de años después del Big Bang.

División típica

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía.

El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva.

Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible.

Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia.

Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos.

Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella.

Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen.

En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre.

Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas.

La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.

La energìa de las estrellas

A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas.

Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol.

Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años.

Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares.

Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo.

El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).

Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones.

Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir.

Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar.

Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel.

Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.

Clases de luminosidad

0 Hipergigantes Ia Supergigantes Luminosas Ib Supergigantes II Gigantes luminosas III Gigantes IV Sub-gigantes V Enanas (Sol) VI Sub-enanas VII Enanas blancas

La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella.

Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes.

Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella.

De este modo es posible estimar su tamaño.

Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol.

Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes.

Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol, las estrellas en general tienen su propia mitología.

En estadios precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural.

Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas.

La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Para los habitantes del planeta Tierra, las estrellas, además de componer el mapa celeste, tienen otra finalidad menos conocida pero mucho más importante: legarnos una variedad de elementos casi imprescindibles para sobrevivir.

Así por ejemplo, los componentes del acero se cocieron en alguna estrella a temperaturas de varios miles de millones de grados, que con la explosión de una supernova fueron lanzados al espacio para finalmente llegar hasta nuestro planeta azul.

Gracias a ello tenemos el vital oxígeno, el oro y los diamantes. El propio ser humano está compuesto por materiales sintetizados previamente en las estellas.