Here comes the sun al cielo de la Sierra

Hace ya un año que comenzamos nuestro viaje por las estrellas del cielo  serrano. Ya que ésta será la última jornada de nuestra travesía, qué mejor que despedirnos con buena música viendo sendos vídeos de The Beatles y de Ringo Starr

Cadena
Cadena

“Entrometido viejo loco, descomedido Sol, // ¿por qué así, // A través de ventanas y cortinas nos visitas? // ¿Deben según tus movimientos discurrir las estaciones de los amantes?”

(“El Sol naciente”, John Donne)

Hace ya un año que comenzamos nuestro viaje por las estrellas del cielo y mucho, creo yo, hemos ido aprendiendo sobre ellas; o mejor, sobre lo que las ilusiones y fantasías de los hombres han colocado en ellas. Pero nada hemos dicho de su vida interior, cómo nacen, cómo existen y cuál es su destino final. Por eso hoy, tomando a nuestro Sol como modelo, y ya que ésta será la última jornada de nuestra travesía, he pensado que es un buen momento para conocerlas un poco mejor.

La historia necesita varios personajes: cuatro físicos, dos leyes de la naturaleza humana, cinco partículas y dos elementos químicos.

Isaac Newton (1642-1727) nos regaló en 1687 la “ley de gravitación universal”, según la cual, y sin entrar en detalles matemáticos, todos los objetos del Universo se atraen entre sí, por el hecho de tener masa. Si, por ejemplo, una enorme cantidad de materia estuviera formando una especie de nube gaseosa, sus componentes se irían juntando más y más y cada vez con una fuerza mayor, es decir, se iría comprimiendo. Cuando un gas se comprime en las condiciones adecuadas (pensemos en lo que ocurre en el cilindro del motor de un automóvil), su temperatura y su presión van aumentando, especialmente en la parte central, y eso significa que sus partículas de materia tienen cada vez más energía y van agitándose más violentamente.

Nos vamos ahora a 1905, cuando Albert Einstein (1879-1955) creó la fórmula más popular de la Ciencia, E=m·c2 , donde la “E” es energía, la “m” es masa y la “c” es la velocidad de la luz en el vacío que, como está elevada al cuadrado, vale 90.000.000.000.000.000, es decir, noventa mil billones, en las unidades correspondientes. Lo que esta fórmula nos dice, más o menos, es que cualquier masa “acumula”, por decir así, una cierta cantidad de energía, que puede ser calculada con ella. Y esto implica que si en algún proceso de la naturaleza se produjera una pérdida de masa, se habría “liberado” la cantidad de energía que nos indica la fórmula. Naturalmente, como la parte correspondiente a la velocidad de la luz tiene un valor tan grande, incluso pequeñas transformaciones de masa pueden dar lugar a grandes cantidades de energía.

En las dos primeras décadas del siglo XX se creía que el Sol estaba formado por hierro en casi dos terceras partes, con lo que era imposible explicar el origen de la energía de las estrellas, pero en 1925 Cecilia Payne (1900-1979), estudiando la luz que de ellas nos llega, afirmó que los elementos más abundantes en las estrellas son los dos más sencillos de la Naturaleza, el Hidrógeno (llamado así a finales del siglo XVIII porque con él se engendraba el agua) y el Helio (que recibió este nombre en 1871 por el dios griego del Sol, ya que había sido encontrado en él al analizar la luz que nos envía).

Ahora necesitamos conocer algunas partículas más pequeñas que el más pequeño de los átomos, que eran considerados durante todo el siglo XIX como lo que su nombre indica, es decir, indivisibles, sin partes: el electrón (1897, de carga eléctrica negativa), el protón (1920, llamado así por una palabra usada en la segunda mitad del siglo XIX para designar a lo que se pensó que era la materia primera, de la que todos los elementos estaban hechos. Su carga es positiva y de valor igual a la del electrón, pero su masa es unas 1800 veces mayor), el neutrino (profetizada en 1930, pero que no fue detectada hasta 1956. Es eléctricamente neutra y casi no tiene masa), el neutrón (1932, con una masa un poquino mayor que la del protón, pero sin carga eléctrica) y el positrón (sugerido en 1928 y detectado en 1932. Es igual en todo al electrón, pero con carga eléctrica contraria. Es su correspondiente antimateria).

Vale. Pero ¿cómo se las arregla una estrella para vivir emitiendo tantísima energía?, ¿de dónde saca “pa tanto como destaca”? Ha llegado el momento de relacionar todo lo anterior.

En 1938, Hans Bethe (1906-2005) propuso el siguiente mecanismo para la producción estelar de energía: cuando la temperatura (que es otra manera de hablar de la energía) es tan alta como para lograr que dos protones se acerquen muchísimo (tengamos en cuenta que los protones, al tener cargas eléctricas iguales, se repelen, y más cuanto más cerca estén), uno de ellos se transforma en un neutrón y se une al otro protón, formando un nuevo núcleo llamado “Deuterón” (de una palabra griega que significa “el segundo”), naciendo además un positrón y un neutrino. Después el deuterón se une a otro protón y forman una especie de progenitor del helio. Éste reacciona con otro igual (obtenido mediante el mismo proceso anterior, con otros dos protones), y se crea finalmente el núcleo de helio, desprendiéndose dos protones. Pero lo que es más importante para la pregunta que nos hacíamos, en todo este conjunto de transformaciones de materia y energía, en el activo paisaje del vacío (¡tan lleno!), una pequeña cantidad de masa…¡ha desaparecido! Y según E=m·c2 , esto significa que una cantidad no pequeña de energía se ha liberado, aproximadamene un millón de veces mayor que la que solemos obtener en las reacciones químicas de nuestra vida normal (formación del agua, combustión del carbono, …). De esta energía, una parte nos llega como luz y calor. Y, en el caso de nuestro Sol, de ella vivimos.

Y volvamos al comienzo, a nuestra nube gaseosa original. Cuando la temperatura de su apretado corazón llegue a 10.000.000 de grados, gracias a la energía producida por la compresión gravitatoria, se habrá alcanzado el momento de las transformaciones nucleares de protones en helio y…¡una estrella habrá nacido! La radiación emitida ejerce una presión hacia el exterior que contrarresta a la atracción gravitatoria, y la estrella permanecerá unos millones de años razonablemente estable. Al acabarse el combustible de protones, volverá a vencer la gravedad, y una nueva compresión comenzará hasta que la temperatura llega a unos 100.000.000 de grados, la necesaria para que empiece otra reacción nuclear en la que, esta vez, el helio se transforma en elementos más complicados, perdiéndose masa en el proceso y, por tanto, entrando en una nueva fase de liberación de energía y estabilidad estelar. Acabada esta etapa, otra compresión, hasta los 500.000.000 de grados, otro proceso nuclear distinto…y así hasta la formación del hierro, que es tan estable que ya no da lugar a reacciones con pérdida de masa, es decir, la estrella ya no puede seguir liberando energía de origen nuclear. Cuál será su futuro dependerá principalmente de la masa de la nebulosa original.

Si la masa era como la de nuestro Sol o menor, acabará siendo una ENANA BLANCA; si la masa era mayor, será una ESTRELLA DE NEUTRONES; y si la masa era todavía mayor, será un AGUJERO NEGRO.

Nuestro Sol, que está en los tamaños normalitos, pierde unos cuatro millones de toneladas de masa por segundo. También cada segundo hace que nos atraviesen unos cien mil millones de neutrinos por centímetro cuadrado (más o menos la superficie de una uña). Tiene aproximadamente cinco mil millones de años y está en la flor de la vida, la mitad de su existencia.

Y colorín, colorado, nuestro viaje se ha acabado. Como decimos los vulcanianos en Star Trek “Live long and prosper!”(“¡Larga y próspera vida!”).

 Adiós.