NeoFronteras

Encuentran la estrella enana roja de nuestra vecindad que brillará durante más tiempo.

En la película Blade Runner se dice algo así como que las estrellas que brillan el doble duran la mitad. Esta afirmación no está tan apartada de lo que dice la Física.
Una estrella «nace» a partir de nubes de gas y polvo. Una vez se forma no es más que una bola de hidrógeno y helio y pequeñas cantidades de otros elementos. Pero para que se den reacciones nucleares en el interior de una estrella la presión y temperatura tienen que ser muy grandes. Si se desea conseguir un reactor de fusión nuclear sólo hay que acumular suficiente materia y dejar que la gravedad opere. Una vez iniciadas las reacciones de fusión, una estrella permanece en equilibrio con una gravedad que tiende a contraerla y un calor generado por esas reacciones que tiende a expandirla. Cuando ese equilibrio se rompe la estrella “muere”.
Si en la formación se acumula muy poca materia tendremos un objeto poco interesante parecido a Júpiter. La gravedad es lo suficientemente alta como para retener los gases ligeros, pero no hay suficiente presión y temperatura en su centro como para que se den reacciones de fusión.
Si se acumula un poco más de materia tendremos un objeto un poco más interesante: una enana marrón. Al principio, sólo por la energía de liberada por la contracción gravitatoria, las enanas marrones están lo suficientemente calientes como para emitir luz, principalmente en el infrarrojo. Pero además, por un tiempo, estos objetos mantienen reacciones de fusión de deuterio en su interior. Recordemos que el deuterio es un isótopo de hidrógeno cuyo núcleo está compuesto por un neutrón y un protón. Todo el deuterio es primordial, se sintetizó durante el Big Bang y desde entonces su cantidad no ha hecho sino menguar, pues las estrellas lo consumen y no lo sintetizan. Hay poco deuterio en el Universo.
Al final el deuterio de una enana marrón se gasta y no hay más calor por contracción. Entonces la enana marrón se vuelve negra y no emite más luz. Se asume que una enana marrón no es una verdadera estrella.
Pero por encima de un umbral de masa ya hay suficiente gravedad como para producir reacciones de fusión convencionales y tendremos una enana roja. Estas estrellas tienen una masa que está entre un 8% y un 60% la masa del Sol.
Si hay más masa se producirá una estrella como el Sol que brillará durante unos 10.000 millones de años. Su luz será naranja o amarillenta.
Si se acumula mucha materia tendremos una estrella masiva que consumirá muy rápidamente su material fusionable al haber mucha temperatura y presión en su centro. Esta estrella terminará explotando como supernova al cabo de unos pocos millones de años. En ese proceso enriquecerá el medio con elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Ahí se incluye el carbono, nitrógeno, fósforo o calcio de nuestros cuerpos. Somos cenizas de estrellas que brillaron mucho durante muy poco tiempo hasta que cada una, a su debido tiempo, estalló en un fogonazo que iluminó toda la galaxia.
No solamente es curioso que cuanto más ligera sea una estrella más tiempo permanecerá brillando, sino que además más tiempo tardará en formarse. Esto último es obvio si pensamos que la formación de una estrella depende de la gravedad y a más masa más rápidamente actuará esta.
Si se presenta en un diagrama la temperatura frente a la luminosidad de las estrellas (diagrama Hertzsprung-Russell) se puede comprobar que casi todas ellas se sitúan en una especie de «s» que recorre la diagonal. A esta región del diagrama se le denomina secuencia principal. Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas en la secuencia principal, pero nacen y mueren fuera de ella. Sólo las estrellas gigantes y supergigantes “viven” fuera de la secuencia principal. En otros sitios del diagrama casi sólo hay estrellas muertas y estrellas que están “naciendo” (formándose).
Una estrella como el Sol es muy diferente de una estrella masiva cuando la observamos en el firmamento y ambas son muy distintas a las enanas rojas. Esto se debe a que sus temperaturas superficiales son muy distintas, con un perfil similar al del cuerpo negro. Una estrella poco masiva y fría tenderá a ser rojiza y una masiva y muy caliente tenderá a ser azulada.
Pero no es fácil discernir una enana marrón de una enana roja. Como las enanas marrones tardan mucho en formarse pueden ser tan grandes y brillantes como una enana roja pequeña, por lo que es fácil confundirlas.
Sergio Dieterich (Georgia State University) y sus colaboradores han estudiado el asunto. Han calculado el tamaño de 63 enanas marrones y rojas en la secuencia principal en nuestra vecindad. Usando la ley de Stefan–Boltzmann estos astrofísicos calcularon los diámetros de estas estrellas a partir de sus luminosidades y temperaturas. Esto implicó además contar con datos en el infrarrojo.
Al dibujar el gráfico del diámetro frente a temperatura encontraron que el mínimo diámetro era de un 8,6% el del Sol (similar al de Saturno). Correspondía a la estrella J0523-1403, que está a 40 años luz de nosotros. Esta estrella está justo por encima del umbral para ser una estrella auténtica y convertir hidrógeno en helio lentamente. Si hubiera tenido un poco menos masa hubiera sido una enana marrón.
Brilla muy poco, si estuviera en lugar de nuestro Sol a nosotros nos parecería que tiene el brillo de la Luna. Sólo tiene un 8% de la masa del Sol y una temperatura superficial de unos 2000 K (la del Sol es de t5778 K). Con el tiempo se hará más cálida y brillante, pero no llegará nunca al 1% de la luminosidad del Sol. Después se irá enfriando y apagando, pero hasta llegar a ese estadio necesitará una inmensidad de tiempo, casi al borde de la “eternidad”: nada menos que 12 billones de años.
El estudio ha sido criticado debido a la escasa estadística utilizada, pero estos investigadores planean ahora realizar más observaciones, algo que les llevará unos años, pero muchos menos que la vida es esta enana roja.
Especulemos un poco sobre lo que puede significar una estrella de vida tan larga. Una vida estelar de 12 billones de años es muy superior a la vida del Sol. Pero esta estrella no sólo sobrevivirá a nuestra estrella, sino también al Universo tal y como lo conocemos ahora.
Mucho antes de que la Vía Láctea se apague chocará con M31 formando Lactómeda. El resto del Universo se habrá acelerado por culpa de la energía oscura hasta desaparecer del horizonte observacional. Todas las galaxias tendrán una velocidad de recesión superior a la de la luz. Lo único que se observará de todo el Universo será Lactómeda. En ese estadio de olvido cósmico, en el que el Universo habrá borrado todas las huellas de su pasado y no se podrá saber ni siquiera que hubo un Big Bang, esta estrella seguirá brillando junto con otras enanas rojas. Al final se apagará, pero, mientras tanto se habrán formado otras estrellas, algunas de ellas enanas rojas.
El Universo pasó por un pico de formación de estrellas en el pasado, pero desde entonces el número de estrellas que se forman por unidad de tiempo disminuye sin cesar. Dentro de mucho tiempo casi no se formarán estrellas en Lactómeda (o en cualquier otro sitio), pero será más fácil que se formen enanas rojas. La última estrella en brillar será posiblemente una pequeña y humilde enana roja que una vez estuvo a punto de ser sólo una enana marrón. Quizás lleve la carga de una supertierra orbitando a su alrededor en donde haya evolucionado la vida. Puede que incluso la pueble una civilización avanzada antiquísima de seres cuasi-inmortales que hayan aprendido a vivir con ellos mismos y su entorno, seres que no puedan saber gran cosa sobre un Cosmos ya tan diluido, pero que no se lamenten por ello al ser inmensamente sabios.
Al final incluso esa estrella se apagará. En ese fin de los tiempos, tan cerca y tan lejos de la eternidad, todo desaparecerá para siempre como lágrimas en la lluvia en un vacío cósmico en donde ya no hay ni lágrimas ni lluvia.

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Fuentes y referencias:
Nopticia en Scientific American.
Artículo original.
Imagen: Cerro Tololo Inter-American Observatory 0.9-meter Telescope. Sergio Dieterich.