Desde que el hombre levantó su vista hacia los cielos, ha urdido todo tipo de conjeturas, conjuros y profecías. Persiguió las huellas de su destino en las estrellas, justificó guerras y sacrificios, auguró dichas y desdichas, imaginó dioses, buscó poder, y sólo, de vez en cuando, se maravilló inquieto por no entender.

Siglos tras siglos de observación fueron desatando el destino de los cielos y del hombre, para dar paso a la búsqueda sistemática de explicaciones y al conocimiento. Así, se fue construyendo la más antigua de las ciencias y, tal vez, la más misteriosa...

Como moscas ...

Con un gran esfuerzo de imaginación, o con muy poco, podemos tratar de convertirnos en una mosca, no para escuchar los comentarios de nuestros vecinos como usualmente quisiéramos, sino para mirarnos a nosotros mismos, para analizar la vida de los seres humanos.

En primer lugar, puesto que una mosca vive sólo unos pocos días, no podríamos concluir nada observando a una sola persona. Ahora bien, si nosotros, todavía convertidos en mosca, visitáramos una maternidad, un colegio, un hospital, diferentes familias, un asilo de ancianos, no nos resultaría tan difícil inferir que en la vida de todo ser humano existe un principio, un desarrollo y un final. Justamente, al ser nuestra vida de mosca tan efímera, tan pasajera, el punto clave del análisis radica en la observación de muchos grupos de seres humanos de diferentes edades.

De la misma forma, como seres humanos al fin, nuestra intención en relación a las estrellas se compara a la de una mosca que pretende deducir cómo nacen, se desarrollan y mueren los seres humanos. La tremenda cantidad de estrellas existentes nos permite observarlas en sus diferentes edades y no sólo concluir que las estrellas nacen, evolucionan y mueren, sino, además, estudiar y describir su vida.

Hertzprung y Russell llegaron a esta conclusión a principios del siglo pasado cuando representaron la relación entre el brillo y la temperatura de una gran cantidad de estrellas en un simple diagrama.

Todo en un gráfico

Hacia el 1900 ya existía un rico y extenso caudal de información sobre distintos aspectos de las estrellas, fundamentalmente acerca de su temperatura superficial, su color o tipo espectral y su luminosidad. No cabían dudas de que ése era el momento histórico adecuado para esbozar la primera síntesis, el primer gran resumen. Así fue como el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung decidió relacionar en un mismo gráfico la luminosidad de las estrellas con la temperatura superficial. Sus conclusiones se publicaron en los años 1905 y 1907 en una revista alemana de fotografía científica, cayendo momentáneamente en el olvido. Siete años más tarde, Henry Russell llegó independientemente al mismo resultado, y esta vez no pasó inadvertido. De esta manera, los principales parámetros que caracterizan a las estrellas quedaron plasmados en un gráfico, denominado diagrama de Hertzsprung-Russell o simplemente diagrama H-R, en el que se relaciona la luminosidad de una estrella (representada en el eje vertical, donde la luminosidad aumenta hacia arriba) con su temperatura (dispuesta en el eje horizontal, donde la temperatura aumenta hacia la izquierda) y su color o tipo espectral (también dispuesto sobre el eje horizontal, en donde la zona del azul corresponde temperaturas altas y la zona del rojo temperaturas más bajas).

Pero, ¿cuál fue el descubrimiento? ¿Por qué decimos que se llegó a un resumen de lo más importante que se conocía hasta entonces sobre las estrellas? ¿por qué este descubrimiento, que transciende hasta nuestros días, revolucionó a la astronomía?

Un puñado de arena

Supongamos que nos dan la luminosidad y la temperatura superficial de un montón de estrellas, mil por ejemplo, y se nos pide que ubiquemos en un gráfico el lugar que ocupa cada una de ellas. Uno estaría tentado a pensar que los puntos se distribuirán cubriendo toda la superficie, casi uniformemente, como si tiráramos un puñado de arena sobre una mesa.

Pero, justamente, este no es el caso. Los granos de arena, es decir, los puntos del gráfico definidos por los pares de valores de luminosidad y temperatura de cada estrella, caen en zonas bien diferenciadas. La mayoría de ellos se distribuyen en la región central, desde el extremo superior izquierdo (alta luminosidad y temperatura) hacia el extremo inferior derecho (baja luminosidad y temperatura), mientras unos cuantos quedan agrupándose en el extremo superior derecho y otros en el extremo inferior izquierdo… curioso ¿no? Evidentemente, deben existir relaciones entre las propiedades físicas medidas que permitan que emerja desde el cúmulo de datos disponibles, tan complejos y diversos, este particular ordenamiento.

A su vez, teniendo una estimación confiable de las masas de un número importante de estrellas a partir del análisis de sistemas binarios (cuerpos celestes cuyo movimiento se ve afectado por la presencia de otros, como sucede entre la Tierra y la Luna) y contando con las correspondientes luminosidades, los astrónomos no tardaron en relacionar ambas propiedades físicas. La masa o cantidad de materia resultó tener una relación muy fuerte y bien definida con la luminosidad o energía que la estrella produce, la que a su vez está vinculada a la temperatura de las estrellas, como ya vimos.

El diagrama H-R, entonces, hace evidente las relaciones existentes entre masa, luminosidad y temperatura para la mayor parte de las estrellas, que son las que se distribuyen en la franja central del gráfico. Esta zona del diagrama se denomina Secuencia Principal. Las estrellas más brillantes, más calientes y con mayor masa se encuentran en la parte superior de la secuencia principal, mientras que las de menor masa y más frías se distribuyen en la parte inferior derecha, siendo las más abundantes.

Si bien más del 90% de las estrellas se encuentran en la Secuencia Principal, hay otras regiones del diagrama en donde se acumulan estrellas. La parte superior está poblada por astros muy luminosos, con temperaturas que van desde los 15.000 a los 3.000 grados, estas son las estrellas supergigantes. Cerca, se encuentran las gigantes rojas, un poco menos grandes y menos luminosas. El grupo restante, denominado enanas blancas, es poco luminoso pero se encuentra a altas temperaturas y se localiza en la parte inferior izquierda del diagrama.

Así, al igual que una mosca que invierte su efímera vida en analizarnos, nosotros observamos a las estrellas a través del diagrama H-R, intentando trazar la biografía de cada una de ellas…

Un conflicto permanente

En nuestra galaxia, la Vía Láctea, como en todas las galaxias, existen nubes de materia entre las estrellas. El movimiento casual de estas concentraciones de gas (hidrógeno y helio, fundamentalmente) y polvo interestelar (partículas sólidas formadas por carbono, oxígeno, silicio, magnesio, hierro, moléculas orgánicas y agua) hace que su distribución cambie, apareciendo zonas de acumulación de material con una densidad levemente superior a las regiones que las rodean. El gas y el polvo comienzan a acumularse debido a la atracción gravitacional en un proceso que dura millones de años. Las concentraciones de materia se contraen cada vez más, al mismo tiempo que siguen "engullendo" el material cercano y el conjunto se acerca cada vez más a una forma esférica, conformando una protoestrella... algo que todavía no es una estrella pero que está en el proceso de convertirse en una de ellas.

Si miramos el diagrama H-R, nuestra protoestrella se encontraría en una región alejada de la Secuencia Principal, hacia la derecha y hacia abajo. Pero la gravedad sigue aumentando como consecuencia de la concentración de materia, y la protoestrella se sigue contrayendo en un proceso denominado colapso gravitatorio, mientras que el material que la compone se hace más denso y la temperatura aumenta a medida que la materia se agita en un espacio cada vez más estrecho.

El punto que representa a la estrella en el diagrama H-R comienza a moverse hacia la izquierda, ya que su temperatura aumenta, y hacia arriba debido a que su luminosidad crece porque los átomos de hidrógeno que la componen chocan tan fuertemente y tan frecuentemente entre si que se fusionan formando helio y liberando gran cantidad de energía. La presión, generada por el aumento de temperatura debido a las reacciones nucleares, comienza a equilibrar el colapso gravitatorio, deteniéndolo. La estrella empieza a funcionar y el punto que la representa en el diagrama H-R se encuentra ahora en la Secuencia Principal. Ha nacido una estrella, pero el conflicto entre gravedad y presión continuará por miles de millones de años, anunciando un final.

Crónica de una muerte anunciada

Ya establecidas en la Secuencia Principal, las estrellas entran en un gran período de estabilidad producto del equilibrio entre la gravedad y la presión generada en su interior, mientras liberan gran cantidad de energía al convertir hidrógeno en helio. El único parámetro que determina la posición de una estrella en la Secuencia Principal es su masa inicial, y este valor es el que anuncia su evolución, desde que nace hasta que, finalmente, muere.

Mientras más masa tenga una estrella, más rápidamente consumirá su hidrógeno, tendrá mayor brillo, será más grande y más caliente. La rápida conversión de hidrógeno en helio hará que este se agote más pronto para las estrellas más masivas. Una estrella como el Sol pasará aproximadamente diez mil millones de años en la Secuencia Principal. Una estrella diez veces más masiva que el Sol será unas diez mil veces más brillante, pero solo durará cien millones de años. En cambio, una estrella pequeña, con un décimo de la masa del Sol tendrá un brillo diez mil veces inferior, pero su vida alcanzará un billón de años. Se puede decir que el número de estrellas en cada zona del diagrama refleja el tiempo relativo que las estrellas pasan en cada una de ellas.

Si bien como seres humanos no podemos seguir la vida de una estrella, asumiendo que las leyes de la física se cumplen de la misma manera aquí en la Tierra como en las estrellas, usando modelos computacionales y observando grupos de estrellas en distintas etapas evolutivas, es posible describir la biografía de cada una de ellas.

Hoy sabemos que no todas las estrellas mueren de la misma manera. De acuerdo a su masa inicial, las estrellas abandonarán la Secuencia Principal desencadenando una serie de procesos de contracción gravitacional y expansión, producto de las reacciones nucleares que se desencadenen en su interior.

Las estrellas con masas originales menores que 6 veces la masa del Sol se convertirán en gigantes rojas y finalizarán sus días como enanas blancas. Aquellas con masas entre 6 y 30 veces la masa solar explotarán como supernovas, dejando finalmente una compacta estrella de neutrones. Las más masivas, en cambio, luego de explotar como supernovas terminarán convirtiéndose en agujeros negros... extraños objetos, con una fuerza gravitacional tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ellos.

Mientras tanto, nosotros, seguiremos levantando una y otra vez nuestra mirada de mosca hacia los cielos tratando de entender, desconcertados por lo mucho y poco que sabemos, inquietos y maravillados a la vez.