EL MUNDO DE LAS ESTRELLAS Y LA VÍA LACTEA
Presentado por José C. Borrero Cuello de Jean-Noel von der Weid

     Nos rodea un número difícilmente imaginable de estrellas, es decir, de otros «soles”: estre­llas enanas, gigantes o supergigantes, próximas o lejanas, de brillo constante o variable; estrellas dobles, que gravitan una alrededor de la otra; otras, como las novas y las supernovas, que explotan (la explosión de una su­pernova es visible a más de mil millones de años luz); finalmen­te, estrellas de neutrones que se manifiestan sin duda en forma de púlsares. 

Miles de millones de estrellas

Pongamos primero de relieve el enorme abismo espacial que se­para nuestro sistema solar de las estrellas, aun de las más pró­ximas. Estas se encuentran a algunos años luz de distancia; las más lejanas, visibles a simple vista, a varios millares. El teles­copio, finalmente, revela estre­llas distantes varias decenas de millares de años luz. A título de comparación, las ondas radio emitidas por una sonda Voyager que transmite los clichés de Sa­turno y de sus anillos necesitan poco más de una hora para lle­gar a la Tierra; desde la Luna basta un segundo y medio; desde los satélites artificiales en órbita terrestre, no más de una ínfima fracción de segundo. Esto da una idea de las proporciones en­tre los espacios interestelar e in­terplanetario.

La exploración del universo estelar comienza por la medida de las distancias a las estrellas. La inicié, entre 1837 y 1840, el astrónomo alemán Friedrich Bessel (1784- 1546), que, con un telescopio dotado de un dispositivo destinado a medir la distancia angular a partir de dos estrellas mucho más débiles.

El método de medida es sen­cillo; se funda en el efecto de paralaje que resulta del movi­miento orbital de la Tierra. Por lo que se refiere a la determi­nación de las distancias del Sol y de los planetas, tomamos como base la cuerda del arco de me­ridiano comprendido entre los paralelos de dos observatorios situados a latitudes muy dife­rentes. Pero para las estrellas claramente más lejanas debe­mos elegir una base mucho ma­yor: el. diámetro de la órbita te­rrestre. En efecto, ya que la Tie­rra gira alrededor del Sol, apa­rentemente las estrellas deben desplazarse de forma progresi­va. Sólo la precisión de los ins­trumentos realizados en la pri­mera mitad del siglo xix per­mitió registrar el desplazamien­to periódico anual por el efecto de paralaje. La medida de la pa­ralaje de una estrella, cuando es posible, nos informa sobre su distancia al sistema solar en función de la base recorrida por la Tierra, es decir, de la distan­cia Tierra-Sol, llamada unidad astronómica (E(A). La paralaje de la estrella más próxima, o sea, el ángulo bajo el cual se ve­ría desde esta estrella el radio de la órbita terrestre, es inferior a un segundo de arco. La dis­tancia de las estrellas, medida en pársec  (pc: nombre compues­to por los fonemas iniciales de ‘paralaje’. y “second”, segundo), está dada, por definición, por la inversa de la paralaje expresada en segundos de arco. Para con­vertirla en kilómetros hay que conocer el valor de la unidad as­tronómica. Con una paralaje de  1” correspondiente a 206.265 UA, resulta que

1 parsec = 206.265 UA = 206.265  x 149.600.000 km = 3,086 x 10¹³ km, es decir, unos 30 billones de kilómetros.

El megaparsec (Mpc) vale 1 millón de parsecs. Otra unidad de medida, más cómoda por más sugerente, el año luz (al.), es la distancia a la cual, a su veloci­dad de 300.000 km/s, la luz se propaga en un siso; equivale a 63.200 UA. Un parsec vale 3,26 al.

Desde que los astrónomos dis­ponen de medios fotográficos han medido la paralaje de miles de estrellas. No ha sido fácil, y es necesario mucho trabajo para extraer valores precisos de las observaciones en bruto. Ocurre que los desplazamientos angu­lares de una estrella próxima se miden siempre con respecto a estrellas más alejadas. La pa­ralaje así obtenida es, pues, ha­blando propiamente, una para­laje relativa. Se determina la pa­ralaje absoluta a partir de la pa­ralaje relativa aplicando correc­ciones, siempre muy pequeñas pero significativas, a las estre­llas de fondo. Por lo que se re­fiere a las paralajes de estas úl­timas, mucho más alejadas, se obtienen por métodos indirec­tos. Algunos de estos métodos son puramente geométricos y utilizan el efecto de perspectiva que se produce en el movimiento aparente de las estrellas inte­grantes de los grupos estelares, que son los enjambres galácti­cos. Se llega así a un centenar de parsecs. Otras técnicas per­miten ir aún más lejos, pero re­quieren el conocimiento de can­tidades, como la masa o la lu­minosidad de las estrellas, que a su vez sólo pueden determi­narse indirectamente.

El movimiento de las estrellas 

Otro descubrimiento importan­te de la astrometría en el siglo pasado fue el de los movimientos estelares. Se comprobó en efecto que ciertas estrellas, cuando se las sigue durante varios años, cambian de posición con respec­to a las otras de una manera sis­temática que no tiene nada que ver con el movimiento paralác­tico. Se obtuvieron al principio estos resultados gracias al ins­trumento meridiano que mide la posición y la horade paso de unas estrella en el plano del meridia­no. La comparación de estas magnitudes de un año a otro permite registrar el desplaza­miento relativo de las estrellas. Más tarde se compararon cli­chés fotográficos del mismo campo tomados con instrumen­tos tipo astrógrafo. Los despla­zamientos correspondientes, ge­neralmente muy pequeños, se revelan mediante instrumentos de medida de una gran preci­sión. La medida de la velocidad radial (velocidad con la cual una estrella se aproxima o se aleja del Sol) por un método espec­troscópico acaba caracterizando el movimiento de una estrella. El movimiento propio de una es­trella es el cambio que sufre en su dirección en el cielo; se ex­presa habitualmente en segun­dos de arco por año. El proce­dimiento moderno para deter­minar estos movimientos es comparar las posiciones de las imágenes de estrellas sobre dos fotografías de la misma región del cielo tomadas al menos con veinte años de intervalo.

Brillos estelares y magnitudes 

El brillo aparente de las estrellas había llevado a los antiguos agruparlas en 6 clases de longitud, definidas arbitrariamen­te. Al no estar las estrellas, como creía erróneamente Ptolomeo, fijas en una esfera etérea alre­dedor de la Tierra, sino situadas a distancias sumamente varia­das, hablamos de brillo «aparen­te» porque la luz que percibimos no revela el brillo real, es decir, la cantidad de luz que emiten las estrellas; la que se percibe de­pende igualmente del alejamien­to. De todas maneras, en la me­dida del brillo deben corregirse los efectos de la absorción de los rayos por la atmósfera terrestre, así como la sensibilidad propia de los instrumentos de medida utilizados, a fin de que estas magnitudes sean comparables de un observador a otro.

Según una proposición de Norman Pogson (1809-1891), el brillo aparente de las estrellas se mide en “unidades de magni­tud”: cada vez que la magnitud disminuye en 5 unidades, el bri­llo aumenta 100 veces. La escala se invierte: cuando la magnitud aumenta, el brillo disminuye. Para comparar las luminosida­des intrínsecas de las estrellas, es decir, para saber en que me­dida una estrella emite más o menos luz que otra, es necesario calcular la magnitud que las es­trellas tendrían si estuviesen to­das situadas a una misma dis­tancia. Esto es fácil para las es­trellas de distancia conocida pues una ley física estipula que la cantidad de luz que nos llega disminuye con el cuadrado de la distancia de la fuente. Los as­trónomos han fijado una distan­cia estándar de 10 Pc, es decir, 32,6 al.; conociendo la magni­tud aparente de una estrella, calculan cuál seria esta magni­tud si la estrella se encontrase a 32,6 al. Una vez calculada, esta magnitud se llama abso­luta. Así pues, sí una estrella esta más cerca que 32,6 al., pa­recerá debilitada a esta distan­cia, y su magnitud absoluta será entonces superior a su magni­tud aparente; y viceversa, una estrella más alejada que 32,6 al. tiene una magnitud absoluta M inferior a su magnitud aparente m. Como a esta distancia sólo se encuentran unos centenares de estrellas, los otros millones y miles de millones de estrellas tienen una magnitud absoluta inferior a su magnitud aparente.

La luz de las estrellas

Todo cuerpo a una temperatura determinada emite una radia­ción electromagnética. A bajas temperaturas, esta radiación es sobre todo infrarroja o de radio, mientras que a muy altas tem­peraturas es ultravioleta, X o gamma. Planck estudió la dis­tribución de la energía en fun­ción de la longitud de onda para un cuerpo ideal, llamado cuerpo negro., a una temperatura dada. Este cuerpo ideal de re­ferencia, definido como el que absorbe toda la radiación que re­cibe, parece negro si no se ca­lienta hasta el punto de emitir una luz propia. El estudio de la distribución de la energía emi­tida por las estrellas en función de la longitud de onda ha mos­trado que, en una primera apro­ximación, una estrella irradia como un cuerpo negro. Funda­mentalmente, la radiación es­telar es una radiación térmica, y la luminosidad de una estrella, o sea, la energía que emite por segundo en el conjunto del es­pectro electromagnético, es pro­porcional a la cuarta potencia de la temperatura absoluta, expre­sada en grados K (la escala Kel­vin de las temperaturas tiene su cero absoluto a 273,2 C; por lo demás, es equivalente a la esca­la Celsius. Da lo mismo, pues, ha­blar de 1.000’Code 1.273,2 K). Esta última relación es la ley de Stefon; si, por ejemplo, la tem­peratura pasa de 1.000 K a 2.000 K, la cantidad de energía irradiada globalmente sobre to­das las longitudes de onda cre­cerá en 2⁴ (= 16) veces.

Otra ley, fundamental en as­trofísica, la ley de Wien, afirma que la longitud de onda corres­pondiente al máximo de densi­dad de energía irradiada por el cuerpo negro es inversamente proporcional a la temperatura absoluta. Así, expresando la lon­gitud de onda 1. en micras (1m= 1 milésima de milímetro), tenemos: 1 — 2.900 / T (2.900 es el valor de la constante de Wien). Por ejemplo, a 2.900 K, el máximo de densidad de ener­gía radiante corresponde a la longitud de onda de 1 p.

Las estrellas son masas ga­seosas en cuya región central se reproducen reacciones termo­nucleares que liberan energía en forma de radiación. Esta inte­ractúa ron la materia estelar, y sólo nos llega la radiación emi­tida por las rapas superficiales de la estrella, la atmósfera es­telar. Cuando se examinan los espectros estelares, puede com­probaras la presencia de nume­rosas rayos. Estas rayas se de­ben a la absorción de la radia­ción por los átomos presentes en la atmósfera estelar. Para un elemento dado, a menudo es po­sible calcular sus diversas tran­siciones posibles. Cada transi­ción corresponde a la absorción de los fotones de una longitud de onda bien determinada. Pero es posible, en principio, observar otra radiación procedente de las estrellas, la de los neutrinos. Es­tos se producen a causa de las reacciones nucleares que tienen lugar en el centro de la estrella. La característica más impor­tante de estas partículas es la de poder atravesar cantidades enormes de materia sin sufrir interacciones; atraviesan así di­rectamente todo el espesor de una estrella sin ser frenadas ni desviadas romo lo son los foto­nes de la radiación óptica. Si se pudieran observar, se vería di­rectamente lo que ocurre en la región central de la estrella, la más interesante. Los neutrinos cumplirán así un papel análogo al de los rayos X, que permiten ver en el interior de un ser vivo.

La clasificación espectral

A principios de siglo, los astró­nomos del observatorio de Har­vard propusieron una clasificación espectral moderna. Una vez que obtuvieron los espectros de 225.000 estrellas, las agruparon según su aspecto, determinado por la intensidad de las rayas del espectro. Cada grupo recibió una denominación expresada a través de una letra. Las cloaca espectrales se ordenaron enton­ces de tal manera que el paso de un grupo al siguiente se hiriese ron una variación casi continua del aspecto de los espectros y se­gún el orden decreciente de las temperaturas. Resultó de ello una secuencia O, B, A, F, G, K, M (lo que los estudiantes de Har­vard memorizan gracias a la fra­se Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!). A fin de precisar más esta cla­sificación, rada grupo fue divi­dido en diez subclases, o tipos, identificados por una cifra del O al 9 asociada a la letra de la clase. Hasta 1925 no se elaboró una interpretación física de esta clasificación gracias al descubri­miento de las leyes de la ioni­zación de los átomos (1920).

El análisis de los espectros ha mostrado que, en un mismo tipo espectral, ciertos rayos difieren en intensidad de una estrella a otra. Ello puede producirse en estrellas de igual temperatura pero cuya presión atmosférica difiere. Si dos estrellas tienen la misma temperatura pero rayas diferentes, la gravedad, así romo la presión, son más débiles en la atmósfera de la estrella más grande. Las presiones débiles fa­vorecen la ionización, y los es­pectros serán, pues, diferentes.

El diagrama de Hertzsprung-Russell

En 1911, el astrónomo danés Ej­nar Hertzsprung (1873-1967) comparaba los colores y las lu­minosidades de las estrellas que forman parte de un enjambre es­telar, es decir, de un conjunto de estrellas ligadas por la gra­vitación y situadas todas a la misma distancia del Sol. En 1913, el norteamericano Henry Russell (1877-1957) hizo una in­vestigación similar sobre las es­trellas próximas al Sol regis­trando las magnitudes absolutas de las estrellas de distancia co­nocida en función de la clase es­pectral. Estas investigaciones condujeron a un descubrimiento de primera magnitud sobre la relación entre la luminosidad y la temperatura efectiva de las estrellas. El diagramo que, para un grupo de estrellas, represen­ta la variación de uno de estos das parámetros en función del otro se llama diagramo de Hertzsprung-Russell, o, de ma­nera abreviada, diagrama HR. La magnitud absoluta se deduce de la distancia y de la magnitud aparente. En este diagramo, la mayoría de las estrellas se re­parten a lo largo de una franjo relativamente estrecha que va de la parte superior izquierda (región de las estrellas muy ca­lientes y muy luminosas) hacia la parte inferior derecha (región de las estrellas frías y poco lu­minosas). Esta franjo se llama secuencio principal, o secuencio de las enanas. Por encima de la secuencio principal se encuen­tran las estrellas frías y de gran luminosidad, las gigantes, y lue­go estrellas aún más luminosas, las supergigantes. Por fin, en el ángulo inferior izquierdo se en­cuentra el grupo de las enanas blancos (recordemos que cuando se habla de enanas, de gigantes o de supergigantes no se trata sólo de una indicación concer­niente al tamaño de una estre­lla, porque este tamaño depen­de, a luminosidad igual, del tipo espectral).

Otra aplicación esencial del diagrama HR es lo determina­ción de los distancias estelares. En efecto, en el diagramo, el co­nocimiento de la clase espectral de una estrella nos informa so­bre su magnitud absoluta. La comparación de ésta con la mag­nitud aparente da, pues, la dis­tancia.

Las estrellas variables

Fenómeno conocido desde la antigüedad, el brillo de ciertas estrellas es variable. La varia­bilidad del brillo a través del tiempo puede predecirse para ciertas categorías de estrellas variables, y la curva de luz que describe esta variación permite entonces caracterizarlas. Las variables periódicos pulsantes son aquellas variables cuyos cambios de brillo provienen del hecho de que se dilatan y se con­traen alternativamente. Las fluctuaciones de las variables con eclipses resultan del movi­miento de dos estrellas vecinas que giran una entorno a la otra, y de tal modo que la Tierra se encuentra casi en el plano de su órbita. Cuando lo más luminosa pasa delante de la más brillante hoy una especie de eclipse, y el brillo total disminuye. Cuando se presentan juntas, en cambio, el brillo global pasa por un má­ximo. Son, pues, falsas varia­bles: sus fluctuaciones sólo se deben a una apariencia y no se derivan de fenómenos propios de su misma estructura. Las va­riaciones de brillo de las varia­bles semirregulares e irregula­res son imprevisibles.

Las novas, o variables erup­tivas, son estrellas cuyo brillo aumenta en el espacio de unas horas o de unos días en un fac­tor que puede alcanzar unos centenares de miles de veces su luminosidad inicial, con uno desviación de 7a 16 magnitudes. Después de su crecimiento re­pentino de luminosidad vuelven lentamente a su brillo primitivo. A veces conocen uno nueva ex­plosión al cabo de unos años: son las aovas recurrentes. Se cono­cen numerosas novas; ya en 1976, 179 de ellas estaban en la nómina de nuestra Galaxia. 

Las supernovas son igualmen­te estrellas eruptivas, pero mientras que la explosión de una nova sólo afecta a sus capas externos, lo de una supernova constituye una fantasmagórica llamarada” que libera a veces tanta energía como mil millones de soles y anuncia el fin próximo de la estrello en cuestión. Sólo permanece en su lugar una masa informe de gases ardientes en expansión. Sólo 3 supernovas han sido observables a simple vista desde el comienzo del pe­ríodo histórico: en 1054, 1572 y 1604. Posteriormente, los tales-copias han ido permitiendo des­cubrir otras. Así, el 28 de marzo de 1993, el astrónomo aficio­nado español Francisco García Díaz observó lo supernova SN 1993-J (la décima de ese año). Resultó ser la supernova más brillante aparecida en el hemis­ferio Norte en los últimos cin­cuenta años. Lo observación de supernovas con las técnicas ac­tuales está permitiendo hacer grandes progresos en ramas como la astronomía X, o gamma, o en el estudio de la radiación cósmica galáctica.

Púlsares y estrellas de neutrones

En 1967, en la campiña inglesa, cerca de Cambridge, Tony He­wish terminaba la instalación de un radiotelescopio para estudiar el centelleo de las radiofuentes extragalácticas. Jocelyn Bali, su discípulo, detectó una señal que se reproducía todos los días a la misma hora sideral (tiempo con respecto a las estrellas), lo que indicaba el origen no terrestre de esa señal. Medidos tomados con alta resolución temporal re­velaron que esto fuente, el pri­mer púlsar, designado más tarde como CP 1919, lo que significa.”Cambridge Pulsar” situado a 19 h 19 m de ascención recta.’ coordenadas correspondientes, para el cielo, a la longitud geo­gráfica), presentaba picos en su señal radio a intervalos de 1,337 379 segundo.

El púlsar genera una emisión rodio constante. Nosotros la percibimos, sin embargo, como una sucesión de breves destellos aislados porque la mayoría de los púlsares giran sobre su eje. En realidad, como son más pe­queños que las estrellas nor­males, pueden girar muy de­prisa y dar varios giros por se­gundo. Durante esta rotación, la corriente de radiación que pro­viene de su superficie borre el espacio como la luz de un faro giratorio. Si la Tierra se en­cuentra en la trayectoria del rayo giratorio recibe un breve destello de radiaciones a codo ro­tación completo del púlsar.

Desde su descubrimiento, los púlsares habían aparecido cla­ramente como objetos mucho más pequeños que una estrella normal. Sin embargo, desde 1968, observaciones más exactos hicieron evidente el hecho de que sus impulsos tienen una es­tructuro complejo que revelo microfluctuaciones de una du­ración de unas milésimas de se­gundo; unas variaciones de tal rapidez implican que la fuente tiene dimensiones inferiores a unos centenares de kilómetros, lo que excluye, pues, que estos objetos puedan ser enanas blan­cas.

Debe de tratarse, pues, de es­trellas de neutrones (por estar esencialmente compuestas de un gas de neutrones). Una pri­mera indicación general de su emplazamiento la da el hecho de que los púlsares aparecen sobre todo a lo largo de la Vía Lácteo y parecen concentrarse, pues, en el piano ecuatorial de la Galaxia; son, pues, objetos galácticos, y el hecho de que los primeros que fueron descubiertos disten, como media, unos 2.500 al, indica que son cuerpos galácticos muy ale­jados del Sol.

Cuando se produjo el descu­brimiento de los pulsares, He­wish los situaba ya en la Galaxia pero fuera del sistema solar, y sugería su posible identificación con estrellas de neutrones, cuya existencia hipotética se discutía desde hacía unos diez años, pero cuya existencia real en el uni­verso no había llegado a probarse nunca.   

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