Las estrellas: ¿también nacen y mueren? (parte 1)

por Julio García.

La mecánica cuántica, aquella que trata de explicar el comportamiento de los átomos y sus partículas es, no cabe la menor duda, la más importante de las revoluciones que en campo de la física moderna se halla dado durante el siglo que ya agonizó, el XX.

Seguramente, cuando Albert Einstein, Neils Bohr o Max Planck penetraron por aquellos pasadizos caóticos del universo microscópico, jamás se imaginaron que en éste universo estarían contenidas todas las piezas y todas las leyes que rigen y explican la mecánica de nuestro mundo visible: desde aquellos procesos físico-químicos que intervinieron en el nacimiento del cosmos -hace unos 13,700 millones de años- hasta aquellos procesos de carácter atómico que todavía intervienen en el nacimiento, evolución y muerte de todas las estrellas del universo. La relación entre la física cuántica y los procesos radioactivos de las estrellas fueron advertidos por primera vez por el físico Wolfgang Paoli quien, a través de su principio de exclusión, demostró que dos partículas similares no pueden existir en el mismo estado al mismo tiempo, es decir, no pueden tener ambas la misma posición y la misma velocidad dentro de los límites fijados por el principio de incertidumbre. En este último principio, en el de la incertidumbre, se fundamenta la física cuántica, ya que explica el motivo por el cual las partículas materiales no colapsan, no se destruyen, cuando alcanzan estados de muy alta densidad, a temperaturas de varios miles de grados sobre el cero absoluto.

Debemos señalar también que, si el universo prescindiera del principio de exclusión de Paoli, entre los átomos y los elementos químicos que dan origen a la materia, no habría ninguna diferencia, ya que alcanzando altas temperaturas, todas las partículas se fusionarían, convirtiéndose así en una masa homogénea, sin identidad ni características propias.

Por otro lado: ¿cuál es aquella fuerza que produce que las partículas de una estrella se encuentren en tan alta densidad, a temperaturas elevadísimas, en un estado “apiñonamiento” constante?

Para responder a esta interrogante, recordemos que los astros, al igual que la vida de los seres humanos, transcurre por un ciclo de vida y muerte, de tal suerte que cuando una estrella nace -a partir de la acumulación de gas y polvo interestelar- comienza a generar un intenso campo magnético que, consecuentemente, comenzará a calentar, a temperaturas elevadísimas, a todas las partículas atómicas que intervienen en el periodo de gestación de la estrella.

Así, cuando el astro comienza a adquirir, poco a poco, temperaturas que rebasan los miles de grados centígrados, las partículas fusionadas por las altas temperaturas formarán a su vez elementos químicos más complejos, tales como el hidrógeno.

Conforme la temperatura en el interior de la estrella aumente, el hidrógeno pasará a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, el proceso de vida del astro estará consolidado, manteniéndose así por varios millones de años en un proceso que evidentemente será de estabilidad y equilibrio. A este estadio de “estabilidad estelar” se le llama en términos de la física “secuencia principal”.

Ahora bien: ¿de qué depende el equilibrio de una estrella? O en otras palabras: ¿Qué es aquello que mantiene a todas las partículas de las estrella unidas, impidiendo que éstas se desperdiguen y salgan disparadas hacia el espacio?

Habíamos dicho en líneas anteriores que cuando el polo estelar comienza a acumularse, simultáneamente un campo magnético intensísimo se se genera en el interior de la estrella. O que no habíamos precisado aún es que dicho campo magnético producirá a su vez otro campo, éste, de tipo gravitatorio. Este último se formará alrededor de la estrella. Por consiguiente, tanto en el interior con el exterior del astro, una lucha campal entre el campo magnético y la fuerza de gravedad externa se gestará ya que, por un lado, la fuerza de gravedad tratará de comprimir al astro (hacia adentro) hasta tratar de desaparecerlo, mientras que, por el otro, el campo magnético, a partir de las altas temperaturas en el interior del astro, tratará de impulsar hacia el espacio a todas las partículas que lo conforman. En definitiva, podemos decir que la muerte de una estrella dependerá de la capacidad de ésta para soportar la fuerza de gravedad que tratará de comprimirla y destruirla. En otras palabras, la agonía de un astro, su tiempo de vida, será proporcional a la cantidad de energía que posea, a su tamaño y a su capacidad para soportar al intenso campo gravitatorio que la rodea y que en todo momento tratará comprimirla y colapsarla. Cuando el astro es capaz de equilibrar su fuerza interna con su fuerza externa -gravitatoria- se mantendrá estable, en su secuencia principal.

A este respecto, John Gribbin, un astrónomo de la Universidad de Cambridge, y autor del libro El nacimiento del tiempo señala que “una estrella con tres veces la masa del Sol permanecerá en la secuencia principal solamente 500 millones de años; y una cuya masa sea veinte veces la del Sol, sólo 1 millón de años”. Con esto, Gribbin da cuenta de que entre más grande sea una estrella, mayor será la fuerza de gravedad que la oprima, por lo tanto, mayor será el gasto de energía que requerirá para soportar su propio peso para no colapsarse.

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