?C¨®mo se sabe la edad de una estrella?

Si identificamos una estrella y queremos conocer su edad, lo primero que tenemos que hacer es saber si est¨¢ aislada o si forma parte de un c¨²mulo o de una asociaci¨®n estelar, que son dos tipos de grupos que pueden contener desde centenares hasta millones de estrellas. Para determinar la edad, contamos con modelos te¨®ricos que nos dicen c¨®mo evolucionan las estrellas y qu¨¦ propiedades f¨ªsicas como la temperatura, la luminosidad y el radio tendr¨ªan dependiendo del tiempo que lleven existiendo.

El principal m¨¦todo para determinar edades es un medio muy gr¨¢fico que llamamos diagrama de color-magnitud. En el eje X ponemos el color de la estrella y en el eje Y colocamos la magnitud de su brillo. Las poblaciones estelares tienen un aspecto concreto seg¨²n su edad, que se refleja en su posici¨®n en estos diagramas. Por eso es importante saber si la estrella est¨¢ en un c¨²mulo o si est¨¢ aislada. Si est¨¢ en un c¨²mulo, lo m¨¢s sencillo es dibujar el diagrama color-magnitud del c¨²mulo. La mayor parte de las estrellas estar¨¢ en una l¨ªnea diagonal del diagrama, que conocemos como secuencia principal. Pero en la parte superior, que es donde est¨¢n las m¨¢s luminosas, algunas estrellas se separan y presentan colores m¨¢s rojos.

Esto, desde el punto de vista de la f¨ªsica, significa que esas estrellas han agotado el hidr¨®geno de su n¨²cleo. La fusi¨®n de hidr¨®geno es lo que las alimenta y les da su energ¨ªa durante la mayor parte de su vida. Durante esta etapa, las estrellas se encuentran en la secuencia principal en el diagrama de color-magnitud. Cuando el hidr¨®geno se agota comienzan a expandirse y a evolucionar hacia temperaturas m¨¢s fr¨ªas y colores m¨¢s rojos.

La hip¨®tesis de partida es que todas las estrellas del c¨²mulo se han formado al mismo tiempo, por lo que tienen la misma edad. Lo que ocurre es que no todas evolucionan de la misma forma. Cuanto m¨¢s masiva es una estrella, la fusi¨®n del hidr¨®geno de su interior es m¨¢s eficiente, por lo que queman su energ¨ªa m¨¢s r¨¢pido y lo agotan antes. Cuando esto sucede, las estrellas entran en una nueva fase de su evoluci¨®n y abandonan la diagonal de la secuencia principal del diagrama de color-magnitud; es lo que conocemos como punto de giro. Seg¨²n donde est¨¦ localizado este punto de giro, el c¨²mulo tendr¨¢ una u otra edad. Lo que medimos es la edad del c¨²mulo, pero, como partimos de la hip¨®tesis de que todas se han formado a la vez, si tenemos la edad del c¨²mulo, tenemos la edad de cada una de sus estrellas, aunque no todas est¨¦n en la misma fase de su vida.

Si lo que queremos es saber la edad de una estrella aislada, los m¨¦todos dependen de lo lejos o cerca que est¨¦. Si est¨¢ muy lejos, podemos hacer muy poco. La soluci¨®n es considerarla como parte de una poblaci¨®n m¨¢s amplia, aunque no sea un c¨²mulo. Una posibilidad ser¨ªa pensar en parte del disco o el halo de la V¨ªa L¨¢ctea como una poblaci¨®n estelar y aplicarle el m¨¦todo del gr¨¢fico color-magnitud. El observatorio espacial Gaia nos permite definir mejor estas poblaciones, ya que permite identificar subgrupos de estrellas en el disco y el halo gal¨¢cticos por moverse de manera conjunta.

Si la estrella est¨¢ muy cerca, contamos con diferentes m¨¦todos. Uno de ellos consiste en buscar si en su espectro podemos detectar litio. El litio se acaba muy r¨¢pido, as¨ª que si una estrella muestra litio en su espectro nos indica que es muy joven. Otro m¨¦todo consiste en buscar oscilaciones en el brillo. Las estrellas no son esferas est¨¢ticas, sino que sufren expansiones y contracciones peri¨®dicas que hacen que cambie su brillo. Y existen misiones espaciales dedicadas a estudiar estas variaciones de brillo de las estrellas. Con eso y con modelos del interior estelar se puede enlazar el periodo de esas oscilaciones con la estratificaci¨®n de capas del interior estelar. Y la estratificaci¨®n de capas nos dice la edad de la estrella.

Y el ¨²ltimo caso es el del Sol. Aqu¨ª tenemos un poco m¨¢s de ayuda porque, adem¨¢s de poder estudiarlo con mucho detalle, somos capaces de datar la fecha de su formaci¨®n gracias a la composici¨®n de los meteoritos. Antes de la formaci¨®n del Sol, una explosi¨®n de supernova cercana liber¨® muchos elementos pesados que se incorporaron en la formaci¨®n de nuestra estrella y de todo el Sistema Solar. Los meteoritos reflejan la composici¨®n qu¨ªmica de esos elementos que liber¨® la supernova. La metodolog¨ªa se asemeja a la prueba del carbono 14. Como conocemos la composici¨®n qu¨ªmica y la velocidad con la que decaen ciertos is¨®topos radiactivos, al estudiar la composici¨®n de los meteoritos podemos poner una edad m¨¢xima del Sol: tuvo que formarse con posterioridad a la supernova porque, de lo contrario, esta hubiera detenido la formaci¨®n del sistema solar. Desafortunadamente, solo podemos alcanzar tanto nivel de detalle en el estudio del Sol.

Miriam Garc¨ªa es doctora en Astrof¨ªsica e investiga las estrellas masivas en el Centro de Astrobiolog¨ªa (CSIC-INTA)

Pregunta enviada v¨ªa email por Rosario Valenzuela Generoso

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