Cambios constantes y explosiones gigantes en las estrellas

Durante m¨¢s de 2.000 a?os se crey¨® que todas las estrellas que poblaban el firmamento manten¨ªan constante su luminosidad. Evidentemente, exist¨ªan ciertas excepciones, de algunas de las cuales tenemos constancia en la actualidad -apariciones de cometas, estrellas que repentinamente brillaban en el cielo como la de los Reyes Magos, la nebulosa del Cangrejo, etc¨¦tera-, pero sol¨ªan considerarse como fen¨®menos en conexi¨®n con lo sobrenatural. Gracias a las ingeniosas t¨¦cnicas de observaci¨®n, as¨ª como a la espectroscopia y fotometr¨ªa, ha sido posible saber que existen estrellas con variaciones de luz que responden a caracteres y mecanismos de muy diferentes causas.Entre las estrellas variables podemos diferenciar las extr¨ªnsecas y las intr¨ªnsecas. Las primeras son estrellas dobles, cuyos componentes giran alrededor del centro de gravedad del sistema y cuyo plano de giro est¨¢ en direcci¨®n a la visual a la estrella (desde la Tierra). En este giro, las componentes se eclipsan la una a la otra en un per¨ªodo de una revoluci¨®n, ocasionando la consecuente disminuci¨®n de luz. Pertenecen a esta clase las variables eclipsantes tipo Algol, variables eclipsantes Beta-Lyrae, variables W-Ursae Majoris y otras de distintas peculiaridades.

Las variables intr¨ªnsecas son, en su mayor parte, estrellas simples y no sistemas m¨²ltiples. Las variaciones de brillo se deben a cambios que ocurren dentro de la propia estrella y generalmente se explican en las capas m¨¢s externas de ella. Entre estas variables podemos diferenciar las pulsantes y las eruptivas. Dentro de las variables pulsantes son de gran inter¨¦s las RR-Lyrae y las Cefeidas. De las eruptivas destacan las novas y supernovas.

Incremento de luminosidad

La nova es una estrella que s¨²bitamente incrementa su luminosidad ¨®ptica en miles de veces su luminosidad normal y puede alcanzar magnitudes absolutas, del orden de -6 a -9. El incremento de luminosidad hasta el m¨¢ximo es muy r¨¢pido, generalmente lo realiza en menos de un d¨ªa. El declive subsiguiente es mucho m¨¢s lento, la estrella necesita a?os o d¨¦cadas de a?os para volver a su estado normal. El cambio r¨¢pido inicial corresponde a una explosi¨®n en la estrella con la r¨¢pida eyecci¨®n de una considerable fracci¨®n de su masa. Esta masa sale de la estrella en forma de envolvente gaseosa que se va expansionando. A partir de las bandas de emisi¨®n que aparecen en su espectro, o de los desplazamientos Doppler de las l¨ªneas de absorci¨®n hacia el violeta, se han podido calcular velocidades del orden de 1.000 km/seg o mayores para la expansi¨®n de estas envolventes.

El mecanismo por el cual ocurre la explosi¨®n de una nova no se conoce con certeza. Una de las ¨²ltimas teor¨ªas supone que la estrella pre-nova es un sistema doble. Una de las componentes es una enanablanca, estrella que originalmente ten¨ªa mayor masa que su compa?era y que ha comenzado su evoluci¨®n con p¨¦rdida de masa, hasta alcanzar su estado final. La estrella compa?era entra entonces en, la fase de gigante-roja. Sus capas externas se extienden y pasan a trav¨¦s de la superficie de Lagrange en donde la materia es atra¨ªda igualmente por las dos estrellas.

Entonces, parte de materia de la nueva gigante-roja fluye hacia la superficie de la enana-blanca. La adici¨®n de esta nueva masa produce un incremento de presi¨®n y temperatura en las tenues capas externas no degeneradas donde el hidr¨®geno de la gigante-roja se est¨¢ depositando. Como consecuencia de la elevaci¨®n de presi¨®n y temperatura se inicia el ciclo prot¨®n-prot¨®n en esta parte de la atm¨®sfera de la enana-blanca, y la energ¨ªa liberada hace que parte de estas capas sean eyectadas al espacio. La enena-blanca alcanza entonces su estado normal, aunque en ocasiones el proceso se repita y la estrella sufra una nueva explosi¨®n (novas recurrentes).

Cataclismo espectacular

La supernova es uno de los cataclismos m¨¢s espectaculares de la Naturaleza. En el m¨¢ximo de luz alcanza magnitudes absolutas del orden de - 18 e incluso -20, de tal forma que su luminosidad puede hacerse tan grande como la del resto de la galaxia en la que se encuentra.

La eyecci¨®n de materia en una supernova alcanza velocidades comprendidas entre 5.500 a 9.500 km/seg y la masa eyectada puede ser tan sorprendente c¨®mo diez masas solares. La frecuencia con la que se observa el fen¨®meno por galaxia es de una en un per¨ªodo de diez a treinta a?os; en la nova esta frecuencia aumentaba considerablemente.

El proceso de la explosi¨®n de una supernova puede complicarse mucho m¨¢s que en caso de la nova. Como residuo puede encontrarse, adem¨¢s de una fuente de rayos X, un pulsar.

En la nebulosa del Cangrejo nos encontramos el caso peculiar de un pulsar que emite tambi¨¦n en el visible y que es el residuo de la supernova que describieron los antiguos astr¨®nomos chinos en el a?o 1054.

Vemos, pues, c¨®mo gracias a su esfuerzo e imaginaci¨®n, el hombre puede penetrar en la naturaleza del cosmos y descubrir mundos insospechados en aquellas lejanas estrellas que parec¨ªan algo est¨¢tico e inalcanzable, encontrando, la variaci¨®n y la din¨¢mica bajo la aparente estabilidad.