La química de las estrellas

Aunque los trabajos de Galileo, Kepler y Copérnico dejaron claro el lugar del Sol en el Universo en los siglos XVI y XVII, no fue hasta el siglo XIX cuando se pudo confirmar que el Sol es una estrella y las estrellas son soles lejanos y se pudieron estudiar a través de sus espectros luminosos, separando con prismas o rejillas las longitudes de onda de la luz que emiten las estrellas y viendo las líneas oscuras en esos espectros, que demuestran la presencia de elementos que absorben precisamente esa longitud de onda. Esto permitió a Cecilia Payne-Gaposchkin demostrar que, aunque las estrellas tienen distintos elementos en cantidades relativamente similares a las de la Tierra, su contenido de hidrógeno era milones de veces mayor que el de nuestro planeta. Tanto que se puede decir que el Universo está hecho de hidrógeno con pequeñas cantidades de helio y porcentajes minúsculos de todos los demás elementos de la tabla periódica.

Las pequeñas diferencias de esos elementos son fundamentales para comprender la vida de las estrellas, su diversidad e incluso su origen y formación. Un elemento clave de este estudio es la determinación de la 'metalicidad' de las estrellas. Aquí vale la pena observar que los astrónomos llaman 'metales' a todos los elementos que no sean hidrógeno y helio, aunque no lo sean desde el punto de vista químico. La abundancia del hidrógeno y del helio se debe a que son los elementos creados al aparecer el Universo, durante el suceso denominado 'Big Bang' o gran explosión. Los demás elementos se han formado en el interior de las estrellas durante su evolución o 'secuencia principal' como hornos de fusión que unen los núcleos de distintos elementos para producir otros, desde el litio (número atómico 3) hasta el hierro (número atómico 26), o bien al estallar como novas, supernovas o hipernovas. Todos los elementos más pesados que el hierro son producto de estos cataclismos cósmicos.

La mayor o menor proporción de estos 'metales' respecto del hidrógeno informa de la historia de las estrellas, de su lugar en el Universo y, especialmente, de cómo pueden ser los planetas que las orbiten. Hasta principios de la década de 1990 no se había demostrado que otras estrellas tuvieran planetas a su alrededor, hoy ya conocemos miles de estos exoplanetas.

Así como la composición del Sol es muy similar en su porcentaje de elementos a la de los planetas del sistema solar (excepto, claro, el hidrógeno y el helio), la metalicidad de una estrella nos hablará de su entorno. En el centro de la galaxia de la Vía Láctea, por ejemplo, las estrellas tienen una metalicidad mayor que la de las estrellas de los bordes. Si nuestro sol contiene un 2% de 'metales', estas estrellas pueden tener hasta tres veces más. Pero también se han observado estrellas con solo una diezmilésima del porcentaje de metales que tiene nuestro sol. Gracias a esto, los astrónomos consideran que las estrellas formadas más tempranamente en la historia de nuestra galaxia tienen más metales debido a las acciones de otras estrellas.

Y el contenido de los metales en las estrellas tiene un efecto importante en la evolución de las estrellas, en su nacimiento, desarrollo y muerte. Las estrellas más ricas en metales son más frías, más grandes y tienden a tener vidas más largas que las estrellas con poco contenido de metales. Pero, además, como este porcentaje de metalicidad puede ser el resultado de distintos elementos (una estrella con alto contenido de hierro puede tener la misma metalicidad que otra con poco hierro y grandes cantidades de oxígeno) los astrónomos también estudian la abundancia relativa de los elementos llamados metales. Esta abundancia relativa también dice a los astrónomos sobre el origen de los gases que componen las estrellas y sus diferencias. Por ejemplo, nuestra galaxia tiene más hierro (en relación con el hidrógeno) que las pequeñas nubes de Magallanes que son sus compañeras.

El origen de las estrellas no podría ser más humilde, y quizás se podría presentar como una metáfora de la organización de lo pequeño para llegar a lo magnífico. El espacio interestelar no está vacío, como podría pensarse, sino que contiene materia en forma de gases y pequeñas partículas muy separados entre sí, llamados 'medio interestelar'. Los lugares donde esa materia es más abundante se conocen como nubes, un ejemplo de las cuales es la Nebulosa de Orión. La turbulencia en estas nubes hace que se formen aglomeraciones de hidrógeno, helio y diversos elementos sobrantes de estrellas más antiguas que, al alzanzar determinada masa, empiezan a colapsar bajo su propia atracción gravitacional. Los átomos de hidrógeno se unen para formar moléculas con dos protones y dos electrones, que a su vez pueden colapsar uniéndose entre sí y alrededor de pequeñas partículas, creciendo al capturar más polvo y gases a su alrededor. A medida que colapsa, compactándose, el centro empieza a calentarse, formando lo que se conoce como una protoestrella. Se ha dado el primer paso.

Las nubes tienen movimiento en su tránsito por el espacio y al colapsarse, este movimiento se magnifica por la conservación del momento angular, del mismo modo en que un patinador gira más rápidamente al acercar los brazos a su cuerpo. Al girar la nube más rápidamente, puede expulsar fragmentos que formen otras estrellas en sistemas binarios o de más astros, y creando discos que formarán a su vez a los planetas alrededor de la estrella, con la misma composición química básica que su futuro sol aunque con variaciones en función de su tamaño y lejanía de la estrella. Las reacciones químicas y físicas se producen hasta que se dispara la reacción de un horno de fusión nuclear que será la mayor parte de la vida de las estrellas.