Desde la antigüedad, las estrellas han cautivado a la humanidad y han sido la fuente de inspiración de mitos y religiones, y eso de cierta manera ha impulsado su estudio, indicó el doctor Fabio De Colle, investigador del Instituto de Ciencias Nucleares (ICN).
Al dictar el coloquio de divulgación extraordinario “Del mito a la ciencia: Un viaje a través de nuestro entendimiento de las estrellas”, el astrofísico exploró la evolución de los modelos estelares, desde las primeras especulaciones hasta los últimos y más sofisticados modelos computacionales para el estudio de las estrellas. Asimismo, presentó cómo el entendimiento de las estrellas ha estado estrechamente relacionado con el avance de la comprensión de la física.
“Lo que hoy nos parece obvio no lo fue hace 10, 20, 30 años, o incluso hace un siglo, y que lo que ahora vemos como algo complejo, quizás en 100 años pueda parecer simplista o básico”.
En el Auditorio Marcos Moshinsky del ICN, el especialista indicó que “la historia de la ciencia es una secuencia de errores y malas interpretaciones… La ciencia se mueve de un modelo a otro buscando acercarse a la realidad”.
La humanidad siempre ha mirado el firmamento, desde la antigüedad se ha preocupado por dejar registro y entender algunos fenómenos astrofísicos, ya sea con fines prácticos como para la agricultura o la navegación, o con fines religiosos.
Los griegos fueron los primeros en buscar entender un poco más sobre el funcionamiento de las estrellas. Anaxágoras, alrededor del 450 antes de Cristo (a.C.) hizo especulaciones pioneras sobre el Sol en las que decía que era una estrella cercana y sugirió que las estrellas eran masas incandescentes de roca y hierro.
Posteriormente, Aristóteles propuso que el Sol era una enorme bola de fuego eterna y que la fricción generada por su movimiento a través del éter o aire puro era la fuente del calor solar. La idea de que el Sol era inherentemente caliente desde su creación prevaleció desde el año 350 a. C. hasta el siglo XIX. Hay que recordar que en esa época se creía que todo estaba permeado por el éter.
No fue sino hasta principios del siglo XIX que con el desarrollo de la termodinámica y el principio de conservación de la energía que se comprendió que el Sol no podría emitir radiación eternamente sin una fuente continua de energía.
“Esto visto con nuestra perspectiva actual parece algo absurdo porque sabemos que no puede haber algo que se fusiona eternamente. Nosotros estamos acostumbrados al principio de conservación de la energía. Pero este principio fue propuesto por primera vez en la década de 1840”.
En el recorrido histórico que realizó el doctor Fabio De Colle presentó las controversias que surgieron en torno a la teoría de la termodinámica y sus desarrolladores, que como ya se explicó anteriormente esta teoría fue determinante en el estudio de las estrellas.
A finales de los años 1840, Helmholtz, Clausius y Kelvin comenzaron a desarrollar esta teoría, atribuyéndole la paternidad a Joule. Sin embargo, la historia de Von Mayer es particularmente dramática y trágica. Von Mayer, quien también hizo importantes contribuciones a la termodinámica, se deprimió profundamente cuando su trabajo no fue reconocido y por la pérdida de un hijo pequeño, llevándolo a un intento de suicidio y una larga estancia en un hospital psiquiátrico. Aunque finalmente se recuperó, su vida nunca volvió a ser la misma. Hoy, su nombre está asociado con el primer principio de la termodinámica, aunque su reconocimiento es menor en comparación con Joule y Kelvin.
El segundo principio de la termodinámica, propuesto en 1824 por el físico francés Carnot, también tiene una historia trágica. Carnot fue in ingeniero militar, quien estudió la termodinámica de las máquinas a vapor desarrollando lo que hoy en día se conoce como el “ciclo de carnot”. Carnot publicó su teoría sobre el incremento de la entropía con el tiempo y esbozó el segundo principio de la termodinámica, pero murió de cólera en 1832, antes de que su trabajo fuera ampliamente reconocido. Su segundo manuscrito fue publicado póstumamente en 1878, cuando otros científicos ya habían cimentado su lugar en la historia de la termodinámica.
Entonces, en ese tiempo quedó claro que el Sol era el equivalente de un horno gigante y que calor y energía cinética se obtienen transformando la una en la otra, además de que la energía se conserva. Sin embargo, se sabía que el Sol pierde energía porque emite radiación, entonces la gran pregunta era ¿de dónde gana energía el Sol?
En este punto también surgieron varias controversias porque unos decían que la emisión de energía tenía que corresponder a una disminución de la temperatura del sol, otros que se trataban de reacciones químicas y otros tantos más como Lord Kelvin decían que el Sol se calentaba como resultado de la caída de meteoritos.
Hay que recordar que Von Mayer años atrás ya había estimado que los meteoritos tenían una energía que era como 200 mil veces mayor al carbón. Entonces, para Kelvin la idea de que la caída de meteoritos proveía de energía al Sol era mucho más convincente.
A pesar de que esta teoría convencía a algunos científicos, a otros no tanto. Estos argumentaban que, si caen meteoritos sobre el Sol, con el tiempo la masa de esta estrella va a incrementar, entonces la fuerza gravitacional que el Sol tiene sobre los planetas aumentará y los planetas se tendrán que acercar.
Entonces Von Mayer (aquel científico que prácticamente fue borrado de la historia de la termodinámica), inteligentemente hizo la comparación del Sol con el océano y apuntó que en los océanos cae el agua de la lluvia, pero este no incrementa su masa porque la cantidad de agua que cae es la misma que la cantidad de agua que se evapora.
Von Mayer dijo que el Sol podría tener el mismo comportamiento. Siendo que en ese entonces se creía que alrededor del Sol había éter, entonces el científico pensó que parte de la masa del Sol (igual a la cantidad que se acumulaba por la caida de meteoritos) era eyectada por el Sol de manera tal que la masa total se quedara constante.
En 1854 Helmholtz presentó el primer modelo un poco más moderno de la estructura del Sol, modelo que al principio fue rechazado por Lord Kelvin. Sin embargo, tiempo después Kelvin se interesó en dicho modelo que proponía que el Sol es un sistema en lenta y constante contracción y que cuando los objetos caen convierten la energía gravitacional en energía cinética y después en energía térmica. Irónicamente, a la escala de tiempo sobre la cual se da este proceso se conoce hoy en día como al “tiempo de Kelvin-Helmholtz”, no obstante que al principio Kelvin fuera un opositor de este modelo.
Los avances posteriores que permitieron una evolución significativa en el entendimiento de las estrellas se dieron con el desarrollo de la física atómica y de la mecánica cuántica, ya que éstas sirvieron para contestar la pregunta ¿de qué está hecho el Sol?
En esa época la gente pensaba que el Sol era líquido. Hasta 1920, cuando se empezaron a hacer los primeros modelos de la estructura estelar, de hecho, se pensaba que el Sol tenía una parte externa gaseosa, porque ya se habían observado la emisión de las líneas, pero también se creía que la parte interna era líquida.
Entonces con el desarrollo de la física atómica, se empezaron a medir espectros de estrellas. Cada elemento emite un espectro característico formado por líneas, por ejemplo, podemos ver los espectros de hidrógeno u oxígeno, pero para saber de qué están hechas las estrellas o el Sol necesitamos saber las cantidades o porcentajes de cada elemento, y eso se puede saber sólo por medio de la mecánica cuántica que se desarrolló años después.
Fue en 1925, cuando Cecilia Payne en su tesis de doctorado analizó las líneas de absorción de las estrellas en términos de los resultados que acababan de salir de mecánica cuántica. Ella utilizó la ecuación de Saha y encontró que el hidrógeno era el elemento más común en la superficie del Sol.
Entusiasta presentó su tesis, pero tuvo la mala suerte de que le tocó como sinodal a Henry Norris Russell, uno de los astrofísicos más reconocidos de sus tiempos, que había publicado muchos artículos en los que sostenía que el Sol tenía la misma composición que la tierra. Al leer la tesis de Payne, Henry Russell dijo que la estimación de la fracción de hidrógeno en el Sol estaba mal. Payne tuvo que poner en su tesis y en el artículo que publicó como resultado de su trabajo, que sus resultados probablemente no eran ciertos.
Años después, Russell publicó un artículo muy extenso en el que presentó la misma idea de que el Sol está hecho de hidrógeno. Aunque reconoció el trabajo de Payne, hasta años recientes todavía se le atribuía a Russell la idea de que el Sol está hecho de hidrógeno.
Con la física atómica y la mecánica cuántica el estudio de las estrellas tuvo un gran desarrollo, y se pudo contestar a la pregunta ¿De qué está hecho el Sol?, pero todavía había y hay muchas incógnitas por resolver y justo con el descubrimiento y desarrollo de la física nuclear se tuvo otro avance importante.
A principios del siglo XIX, con el desarrollo de la física nuclear se dió un gran avance en el estudio y entendimiento de las estrellas. Por ejemplo, en 1920, Arthur Eddington propuso el primer modelo de estructura estelar.
Francis Aston, unos años antes, había detectado que la masa de helio era ligeramente más grande que la masa de cuatro protones. En ese momento, el neutrón no había sido descubierto. Entonces la gente pensaba que el helio estaba hecho de cuatro protones y dos electrones, no de dos protones y dos neutrones, como sabemos hoy en día.
Eddington utilizó esta información y calculó la estructura del Sol, prediciendo que la temperatura en el centro de las estrellas era de decenas de millones de grados (hoy sabemos que es de alrededor de 15 millones de grados), lo cual causó mucha polémica porque en esa época la gente creía que esa temperatura era demasiado baja para generar reacciones nucleares. Algunos años después, quedó claro que un efecto conocido en mecánica cuántica como el “efecto túnel” es responsable de que se den las reacciones nucleares en el Sol.
Actualmente, se tiene un entendimiento más o menos claro de la estructura y evolución de las estrellas. Por medio de complejos modelos matemáticos, se puede calcular la evolución de las estrellas, desde su formación hasta las fases finales de su vida. No obstante, los enormes avances que se han tenido en el desarrollo de estos modelos, hay muchos problemas abiertos en este campo de investigación. Por ejemplo, hoy sabemos que el 70 por ciento de las estrellas masivas viven en sistemas binarios y que rotan, pero casi todos los modelos estelares actuales son unidimensionales y por lo tanto incluyen de manera muy aproximada el efecto de la presencia de un sistema binario o el de la rotación.
Muy probablemente, los modelos actuales parecerán tan aproximados para los astrofísicos que estudiarán estos temas en 100 años como los modelos del pasado nos parecen aproximados hoy en día.
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