El núcleo estelar determina cuánto vivirá una estrella.

IAA-CSIC

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Atrás quedaron los tiempos en los que no se sabía de dónde obtenían las estrellas su energía. No son tiempos tan lejanos como uno pudiera pensar a priori. El siglo XX dio comienzo sin tener clara esta cuestión y con cálculos acerca de cuánto podría vivir el Sol si obtuviera su energía, por ejemplo, de la quema del carbón. A veces, el científico muestra la inocencia del niño que va descubriendo el mundo. No nos paramos a pensar en lo que hemos hecho hasta ahora como especie. En nuestros descubrimientos… En las respuestas que ahora somos capaces de dar a preguntas que han acompañado al ser humano desde su origen. ¿Por qué brillan las estrellas? ¿Qué son las estrellas? ¿Cuánto tiempo viven las estrellas? Nuestra ciencia se ha mostrado exitosa a la hora de responder a estas cuestiones. Y en el siglo XXI, un estudiante obtiene de su profesor respuestas que hace bien poco formaban parte del imaginario o de la filosofía, que viene a ser lo mismo.

Cada pequeño paso que da la ciencia se va sumando a pasos anteriores y así vamos avanzando. apoyados sobre hombros de gigantes, que decía sir Isaac Newton (1642-1727). Un día, alguien intenta descubrir por qué brilla el arcoíris. Newton hace experimentos en su casa y descubre que la luz blanca se descompone en colores, lo que denominamos espectro. Más adelante alguien descubre que si hay un gas entre la fuente de luz y el prisma que descompone la luz en colores, ese espectro tiene lineas que faltan: son las huellas del gas que está en medio. Y encontramos una explicación a eso: los átomos que forman el gas absorben determinadas frecuencias y dejan esa ausencia en el espectro. Y alguien comprende que con esto podemos saber de qué están hechas las estrellas. En esto trabajaron científicos destacados como Fraunhofer (1787-1826), Bunsen (1811-1899), Kirchoff (1824-1887); pero no debemos olvidar la figura de Antonio Casares Rodriguez (1812-1888), primer catedrático de química en la Universidad de Santiago, quién utilizó profusamente técnicas espectroscópicas

La ciencia sigue avanzando y aparece Albert Einstein (1879-1955) y nos cuenta que la energía y la masa están relacionadas. Y comprendemos que lo que ocurre en una estrella es que está el hidrógeno fusionando para generar helio: el átomo más simple, un protón y un electrón, y el más abundante; núcleos de hidrógeno (protones) que fusionan generando el siguiente átomo más simple y gran cantidad de energía. Porque las estrellas están hechas de hidrógeno y la presión es tan grande que a los protones no les queda otra opción que fusionar cada vez que se acercan tanto que la fuerza fuerte vence a la repulsión electrostática. Tenemos ecuaciones que nos describen esto, que nos explican cuánta cantidad de energía obtenemos cuando fusionan dos protones. Y todo encaja. Y por primera vez, a centenares de millones de kilómetros de la estrella más cercana y a años-luz de la siguiente, sabemos qué es una estrella, de qué está hecha y por qué brilla.

Y clasificamos las estrellas. Las hay rojas, amarillas, azules, grandes, pequeñas, medianas… Pero lo más importante es que las entendemos. Comprendemos cómo se forman y cómo evolucionan. Y establecemos teorías generales y buscamos con nuestros telescopios la confirmación de nuestras teorías. Y vamos afinándolas, a medida que nuestra tecnología avanza y podemos construir aparatos cada vez mejores, que nos aportan más datos, más información. Sabemos que el tamaño del núcleo estelar determina cuánto combustible tiene esa estrella y, por tanto, cómo va a evolucionar y cuánto vivirá. Sabemos que las estrellas muy masivas viven menos. Son tan grandes que se agotan rápidamente. Y hemos descubierto un fenómeno (rebosamiento del núcleo) que modifica sustancialmente el tamaño del núcleo de las estrellas gigantes. Recientemente, un estudio encabezado por el Instituto de Astrofísica de Andalucía ha conseguido medir la intensidad de este fenómeno de rebosamiento, estableciendo una clara dependencia con la masa de la estrella.

Las reacciones de fusión tienen lugar en el núcleo de las estrella. Si la estrella tiene más de 1,33 veces la masa del Sol, parte de la energía que se produce en el núcleo se va a desplazar por la estrella en fenómenos de convección de forma similar a como burbujea una cazuela de agua hirviendo. Los astrónomos consideran que en la estrella se forman células convectivas que desplazan la energía. El criterio que se sigue para determinar el tamaño del núcleo tiene que ver con la aceleración de estas células: cuando la aceleración es nula, el movimiento cesa y eso establece un límite para el núcleo estelar. Ahora bien, estas células presentan cierta inercia, por lo que pueden continuar desplazándose una distancia mayor, causando que exista más combustible disponible para el núcleo, alargando la vida de la estrella. Esto es lo que se conoce como rebosamiento del núcleo, del inglés “core overshooting”.

El gran problema para estudiar el rebosamiento del núcleo es la escasez de datos observacionales fiables. Antonio Claret, que ha dirigido la investigación reciente del IAA, ha recurrido con astucia al estudio de 33 estrellas binarias eclipsantes situadas en nuestro entorno y en las Nubes de Magallanes. Estas estrellas son binarias reales que, por su posición respecto a nosotros, se eclipsan entre ellas. Por este motivo, este tipo de estrellas aportan mucha información en cuanto a sus masas, radios, temperaturas, con errores medios que van del 1 al 5%. Son, por tanto, estrellas que aportan una información muy fiable y que permiten realizar análisis de rebosamiento del núcleo mucho más precisos. Las conclusiones de Claret son significativas: las estrellas cuya masa oscila entre 1,3 y 2 masas solares presentan un aumento del rebosamiento del núcleo, mientras que este fenómeno es más suave en estrellas más masivas.

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