:quality(75)/s3.amazonaws.com/arc-authors/elcomercio/319b3227-c4af-4722-b79e-c5e4517e8589.jpg "Tomás Unger Golsztyn")
En Lima, con su neblina y constante iluminación artificial, se hace difícil ver las estrellas. Alejándonos de las ciudades, y especialmente en las alturas, podemos observar el cosmos y, sin necesidad de inventos revolucionarios, viajar en el tiempo.
Estamos viendo luz que lleva cientos y hasta miles de millones de años viajando, emitida por estrellas en el pasado remoto y que, al llegar, nos trae la historia de lo que pasaba en esas estrellas cuando su luz salió rumbo a la Tierra. Como leer una carta, escrita el día de un acontecimiento histórico: somos testigos de lo que pasó en ese momento.
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Sin embargo, el cálculo de la edad de las estrellas no es muy exacto, sino un estimado que se basa en una serie de principios y cálculos matemáticos que se corroboran mutuamente. En el caso del Sol, su estudio extenso, más próximo y muchísimo más detallado que el de otros astros, nos ha permitido un estimado bastante más preciso que cualquier otra estrella: 4.600 millones de años, ¡con un margen de error de tan solo unos pocos cientos de millones de años!
Los cálculos
Para calcular la edad de las estrellas se usan tres métodos complementarios. El primero es la correspondencia entre luminosidad y temperatura, tomando en cuenta su composición química, calculando el contenido y ritmo de consumo de hidrógeno.
Estos datos se combinan para producir lo que se conoce como la correlación de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R), por los astrónomos que separadamente llegaron a conclusiones similares a principios del siglo XX: Ejnar Hertzsprung (Dinamarca, 1873-1967) y Henry Norris Russell (Estados Unidos, 1877-1957).
Con esa información, se han producido cuadros con una barras que marcan luminosidad y temperatura, permitiendo clasificar a las estrellas en categorías y marcar la etapa de su vida en la que las observamos. Está la secuencia principal, que parte de una esquina superior (gran luminosidad y temperatura, normalmente al nacer), y va hasta la esquina opuesta (baja temperatura y luminosidad, normalmente al final de sus vidas).
El Sol está a mitad de camino; es una estrella de masa promedio, a la mitad de su vida, que se calcula será de 9 mil millones de años. La velocidad con la que consume su combustible –con la que su gravedad fusiona átomos de hidrógeno en su interior– determina cuánta luz y radiación produce, e indica que deben quedarle unos 4,5 mil millones de años.
“El cronograma de lo que ha pasado en el universo hasta hoy nos da una idea de lo que se puede esperar en miles de millones de años”.
Afuera y encima de la secuencia principal están las gigantes y supergigantes azules o rojas, cuyo color depende de la velocidad y temperatura con la que queman su combustible.
En el extremo inferior están las enanas blancas y rojas, que son apenas más grandes que Júpiter y brillan relativamente poco. Las blancas generalmente son la etapa final de una estrella grande. Las enanas rojas son estrellas longevas pequeñas que queman su combustible despacio y de manera relativamente constante.
Para calcular las edades estelares con más precisión dentro del diagrama H-R, se analiza la actividad en la superficie de la estrella. En el caso de las más distantes que el Sol, consiste en el estudio de variaciones de luz y otras radiaciones emitidas.
Sabiendo que las estrellas más grandes y calientes queman su combustible más rápido, mientras las más pequeñas tienen una vida bastante más estable y larga, el grado de actividad (intensidad de combustión) da una idea de cuánto combustible ha quemado y cuánto le queda.
La velocidad de rotación es un indicador más, pero el menos preciso. La regla general es que con el tiempo las estrellas pierden velocidad de rotación, pero los estudios hasta ahora han mostrado que puede haber grandes excepciones. Nuevas técnicas de observación y la correlación con otras variables están ayudando a perfeccionar el método.
La vía láctea
Con el tiempo, se han calculado las edades de gran cantidad de estrellas en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Asimismo, se han estudiado los fenómenos al interior de la galaxia, incluyendo un agujero negro y un disco de estrellas muy antiguas en su región central. Esto ha ayudado a calcular la edad aproximada de nuestra galaxia.
Al estudiar sus brazos con cientos de millones de estrellas que le dan la forma de remolino, se ha concluido que la Vía Láctea es más antigua de lo que se pensaba. Se habría empezado a formar al mismo tiempo que las primeras galaxias después del Big Bang, entre 1.000 y 2.000 millones de años tras la explosión inicial.
“El cálculo de las estrellas no es muy exacto, sino un estimado que se basa en una serie de principios y cálculos matemáticos”.
Este fue un período de múltiples colisiones entre galaxias jóvenes que se alejaban aceleradamente del centro. Lo que dio su forma y composición actual fue la última colisión. Esta fue una fusión con otra galaxia más pequeña, hace unos 11 o 10 mil millones de años.
El cronograma de lo que ha pasado en el universo hasta hoy nos da una idea de lo que se puede esperar en los próximos miles de millones de años. Existen diferentes teorías del apocalipsis final, y los observatorios espaciales nos darán la información que necesitamos para descartar algunas y confirmar otras.
En miles de millones de años nuestro universo se desintegrará por completo, dispersado por el vasto vacío del espacio, o colapsará hacia un masivo agujero negro. Tal vez el precursor de un nuevo Big Bang.
Antes de eso, las condiciones en nuestro sistema solar cambiarán radicalmente. El futuro de los planetas se afectará por los cambios en las condiciones en que circula la galaxia. El envejecimiento del Sol lo llevará a expandirse primero a temperatura relativamente baja como una gigante roja. Luego se contraerá en una enana blanca casi apagada. Felizmente, faltan todavía unos 4 mil millones de años hasta que todo esto suceda.
