Manuel Peimbert • Julieta Fierro

LA EVOLUCIÓN QUÍMICA DEL UNIVERSO

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La Ciencia para Todos / 234

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Se prohíbe la reproducción total o parcial de esta obra, sea cual fuere el medio. Todos los contenidos que se incluyen tales como características tipográficas y de diagramación, textos, gráficos, logotipos, iconos, imágenes, etc. son propiedad exclusiva del Fondo de Cultura Económica y están protegidos por las leyes mexicana e internacionales del copyright o derecho de autor.

Desde el nacimiento de la colección de divulgación científica del Fondo de Cultura Económica en 1986, ésta ha mantenido un ritmo siempre ascendente que ha superado las aspiraciones de las personas e instituciones que la hicieron posible. Los científicos siempre han aportado material, con lo que han sumado a su trabajo la incursión en un campo nuevo: escribir de modo que los temas más complejos y casi inaccesibles puedan ser entendidos por los estudiantes y los lectores sin formación científica.

A los diez años de este fructífero trabajo se dio un paso adelante, que consistió en abrir la colección a los creadores de la ciencia que se piensa y crea en todos los ámbitos de la lengua española —y ahora también del portugués—, razón por la cual tomó el nombre de La Ciencia para Todos.

Del Río Bravo al Cabo de Hornos y, a través del mar océano, a la península ibérica, está en marcha un ejército integrado por un vasto número de investigadores, científicos y técnicos, que extienden sus actividades por todos los campos de la ciencia moderna, la cual se encuentra en plena revolución y continuamente va cambiando nuestra forma de pensar y observar cuanto nos rodea.

La internacionalización de La Ciencia para Todos no es sólo en extensión sino en profundidad. Es necesario pensar una ciencia en nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tradición humanista, crezca sin olvidar al hombre, que es, en última instancia, su fin. Y, en consecuencia, su propósito principal es poner el pensamiento científico en manos de nuestros jóvenes, quienes, al llegar su turno, crearán una ciencia que, sin desdeñar a ninguna otra, lleve la impronta de nuestros pueblos.

Dr. Antonio Alonso
Dr. Francisco Bolívar Zapata
Dr. Javier Bracho
Dr. Juan Luis Cifuentes
Dra. Rosalinda Contreras
Dra. Julieta Fierro
Dr. Jorge Flores Valdés
Dr. Juan Ramón de la Fuente
Dr. Leopoldo García-Colín Scherer†
Dr. Adolfo Guzmán Arenas
Dr. Gonzalo Halffter
Dr. Jaime Martuscelli
Dra. Isaura Meza
Dr. José Luis Morán López
Dr. Héctor Nava Jaimes
Dr. Manuel Peimbert
Dr. José Antonio de la Peña
Dr. Ruy Pérez Tamayo
Dr. Julio Rubio Oca
Dr. José Sarukhán
Dr. Guillermo Soberón
Dr. Elías Trabulse

A Urania, cuya existencia prueba que, además de ser una ciencia, la astronomía es una de las bellas artes
Manuel

ÍNDICE

AGRADECIMIENTOS

Agradecemos al doctor José Luis Morán por su lectura crítica del manuscrito y a Leticia Carigi por ayudarnos con algunos datos. A Alfonso Galán por las ilustraciones; al equipo editorial del Fondo de Cultura Económica por el cuidado que pusieron en esta edición, y a la Academia Mexicana de la Lengua por sus referentes sobre la escritura.

Finalmente queremos agradecer a Antonio Peimbert por aclararnos algunas dudas sobre la estructura del vacío. (Hay quienes argumentan que el mejor legado del doctor Manuel Peimbert es Antonio y no la investigación que ha realizado, como se inferiría de esta obra.)

ADVERTENCIA

Este libro trata sobre cosmología, un tema por demás apasionante, ya que aborda el origen de todo lo conocido. Sin embargo, para comprenderlo mejor es necesario conocer algunos fundamentos de astronomía. Se recomienda que el lector lea el texto desde el principio, si carece de conocimientos previos; de otra manera sugerimos que comience directamente en la sección que se refiere a la cosmología.

Si es la primera vez que aborda un texto sobre astronomía y lee el libro en orden, se familiarizará con los objetos que pueblan el universo, la manera como las estrellas contribuyen a la formación de nuevos elementos químicos y lo referente a la forma en que el astrónomo puede desentrañar los misterios de la naturaleza.

Si en algún punto deja de comprender, se sugiere que vuelva a las secciones iniciales, que tienen que ver con objetos y observaciones, y las lea de nuevo. La ciencia resulta sencilla una vez que se entiende; sin embargo, para comprenderla se debe releer y reflexionar.

El lector experimentado podrá sentir que los primeros capítulos le son conocidos y por consiguiente podrá saltárselos y sólo consultarlos en caso de que la sección de cosmología le parezca oscura. También le recomendamos que lea el prólogo y la introducción.

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FIGURA 1. “¡Pocas cosas como el universo!”, Augusto Monterroso. ( Lo demás es silencio, 1978.)

PRÓLOGO

Este libro trata uno de los temas más fascinantes de la ciencia: el origen y la evolución del universo. La astronomía no sólo es espectacular por los objetos que la forman, incluidos los seres humanos, sino por la manera en que las grandes mentes han logrado saber tanto sobre el cosmos estando ancladas en la Tierra. También es un libro sobre la astronomía de México y la contribución de los investigadores para comprender la formación de planetas, estrellas y galaxias, así como la evolución del cosmos.

A lo largo de sus páginas, se narrará cuáles son los componentes del universo y las observaciones que muestran su evolución. Se iniciará con lo más cercano: iremos de los sistemas planetarios a las estrellas y de allí a las galaxias. Se abordarán la expansión del universo observable, la radiación fósil, la energía oscura y la materia oscura. Todos estos nombres técnicos quedarán claros conforme se avance en la lectura de este libro. Habrá un capítulo dedicado a la manera en que se analiza la luz de los astros para conocer sus propiedades. Por supuesto que se tratará el tema del origen y la evolución del universo, así como de algunos objetos notables, en particular los conglomerados de galaxias. Se analizarán tanto las distancias como el tiempo, parámetros fundamentales para comprender la estructura del cosmos.

Al final del libro se hará mención de los universos paralelos o multiverso, es decir, de las ideas modernas sobre la cosmología.

El texto está acompañado de recuadros, figuras y un glosario. Se presentan algunos experimentos que el lector podrá llevar a cabo conforme vaya avanzando en la lectura, para hacer suyos ciertos conceptos que con la sola teoría podrían parecerle oscuros. La evolución química del universo se puede leer en cualquier orden, aunque se recomienda, a quienes por primera vez se aventuran en la astrofísica, que lo lean desde el principio.

La idea de este libro surgió a partir de los festejos del Año Internacional de la Química, en 2012. Cabe hacer notar que los elementos de la tabla periódica que se encuentran en la Tierra también están en el cosmos, salvo algunos de vida corta muy baja que han sido creados en laboratorios. Estos últimos se conocen como elementos transuránicos y tienen más de 92 protones en el núcleo. Los elementos número 99 y 112 llevan los nombres einstenio (Es) y copernicio (Cn), respectivamente, en honor a distinguidos hombres de ciencia que contribuyeron a la astronomía. El texto es pertinente, puesto que a lo largo de la historia del universo se han formado los elementos químicos, comenzando con el hidrógeno y el helio durante los primeros minutos después de la Gran Explosión, y mucho más tarde los demás, debido a la evolución estelar.

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FIGURA 2. Se puede reconstruir la historia del universo a partir del momento en que inició su expansión y su consecuente enfriamiento hace 13 700 millones de años. A lo largo de su historia se formaron los elementos químicos de la tabla periódica: al inicio sólo los más ligeros, en particular el hidrógeno y el helio, y más tarde el resto por las reacciones termonucleares en el interior de las estrellas y como consecuencia de sus explosiones. (Alfonso Galán.)

INTRODUCCIÓN

La ciencia se construye por medio de modelos que intentan representar la naturaleza. Los modelos no son la verdad; los seres humanos hemos generado tan sólo verdades parciales sobre lo que nos rodea. Imaginemos que tuviésemos sentidos distintos; por ejemplo, que fuéramos capaces de detectar ondas de radio; entonces la percepción que tendríamos del cielo sería complementaria a la del cielo azul con nubes o a la de un cielo oscuro salpicado de estrellas. Veríamos las majestuosas radiogalaxias. Carecemos de verdades absolutas, ya que tenemos limitaciones de sentidos e ideas, somos incapaces de conocer y por lo tanto de explicarnos la totalidad. Un capullo de alhelí no sabe que es bello; sus majestuosos atributos no le son suficientes para tomar conciencia de su belleza.

Podemos comprender lo que es un modelo si pensamos en un mapa de México. Por más bien hecho que esté, nos damos cuenta de que le falta mucho para englobar la riqueza de nuestra nación. Sin embargo es útil; con una serie de buenos mapas conocemos las ciudades, las montañas, las costas. Los mapas permiten orientarnos, saber cómo migran las personas o dónde se ubican los recursos naturales.

En la actualidad existe una gran cantidad de modelos para explicar cómo se forman los planetas, las estrellas, las galaxias y el universo en su conjunto. Una manera de decidir cuál es el mejor modelo es por medio de la observación. Volviendo a la analogía del mapa, si se eleva el nivel del mar debido al calentamiento global los límites de las costas cambiarán; así, un mapa costero elaborado en el pasado tendría que ser sustituido. Conforme se descubren nuevas propiedades del universo y de sus astros, los modelos existentes se pueden corroborar, modificar o descartar.

Ahora existen diversos modelos del universo. Algunos consideran que éste es cíclico, o que siempre estará en expansión. O que es parte de un número infinito de universos, el multi-verso.

Los astrónomos mexicanos se han destacado por medir la abundancia química de los astros, gracias a lo cual han puesto restricciones a los modelos de formación y evolución planetaria, estelar, galáctica y del universo en su conjunto.

Este libro trata acerca de cómo la observación de las abundancias químicas del cosmos ayuda a explicar su evolución, así como la de los astros que lo integran.

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FIGURA 3. La evolución química del universo. (Alfonso Galán.)

En el primer capítulo haremos una recapitulación sobre los componentes del universo. En los siguientes se describirán los modelos sobre la evolución cósmica, galáctica y estelar. Los últimos se dedicarán a describir la evolución del universo en el que habitamos y que, como ya se mencionó, según algunas teorías es tan sólo uno de los universos posibles que integran el multiverso.

I. El universo y sus componentes

En este capítulo describiremos los cuerpos celestes que constituyen el universo, desde los cercanos y pequeños hasta los grandes y lejanos. Para la astrofísica el cosmos es todo: espacio, tiempo, materia, energía. Aquí nos concentraremos en los objetos de materia común que pueden reflejar, emitir o absorber la luz, es decir, objetos como planetas, estrellas, nubes interestelares y galaxias.

Más adelante se verá que una parte importante de lo que constituye el universo gravitacional es la “materia oscura”, que no interactúa con la radiación, no la emite, no la refleja ni la absorbe. A la materia oscura le dedicaremos una sección especial ya que es cinco veces más abundante que la materia común.

Cabe destacar que la astronomía tiene un sesgo hacia los cuerpos brillantes, y es así porque éstos son más fáciles de estudiar; sin embargo, la cosmología no sólo trabaja con los cuerpos cercanos y brillantes sino también con los cuerpos remotos y, por lo tanto, de aspecto débil. Conocer de qué está compuesto el cosmos es imprescindible para poder explicarlo. Sabemos más sobre los astros cercanos que sobre los lejanos y eso se debe a que la intensidad de la luz disminuye con la distancia; basta con comparar la facilidad de leer durante la noche, cerca de una lámpara, con la imposibilidad de hacerlo iluminados tan sólo con la luz lejana.

Antes de emprender el viaje por los astros, queremos proponer al lector que haga un pequeño experimento para que conozca mejor la física y sepa que ésta es la que nos ayuda a construir el conocimiento astronómico. Va a necesitar una mesa, una tela sin bordes (de unos 70 × 70 cm) o una bolsa de plástico grande. (En este caso se debe cortar por la base y un costado, de tal manera que se tenga una superficie de plástico sin bordes.) Además se requieren dos vasos pesados con agua, llenos a la mitad. Deberá colocar la tela sobre la mesa cuidando que sobresalga por la orilla unos 40 cm. Se pondrán los vasos sobre el extremo de la tela que está en la mesa. Acto seguido se tomará la tela con ambas manos, con los puños cerrados y los dedos apuntando hacia el piso, y se jalará con velocidad hacia abajo, sin titubear. La tela saldrá sin dificultad y los vasos permanecerán en su lugar. No debe sacudirse la tela, ni se debe frenar a medio camino del jalón ni tampoco se debe hacer lentamente; en todos estos casos los vasos caerán. Con práctica este experimento se puede hacer con un florero, un candelabro y otros objetos de ornato, con tal de que pesen más en su mitad inferior que en la superior y tengan una base amplia y firme.

La idea de realizar este experimento es para que el lector note la capacidad que tiene la ciencia de predecir lo que sucederá. El experimento siempre funciona, incluso si la mesa es rugosa o está cubierta con un paño, mientras la tela que la cubre sea tersa y sin bordes y se jale hacia abajo con vigor.

Al igual que la física, la astrofísica tiene la capacidad de predecir fenómenos tan importantes como que antes de que el Sol se convierta en gigante roja transcurrirán 5 000 millones de años y que el universo seguirá expandiéndose cuando menos durante varios miles de millones de años más.

La astronomía es una ciencia. Además de desarrollar sus propios mecanismos, es multidisciplinaria por excelencia, pues se nutre de otras disciplinas: la historia, la biología, la física, la química y las matemáticas.

SISTEMAS PLANETARIOS

En esta sección no sólo analizaremos el conjunto de astros más cercanos a la Tierra, sino los mundos que giran en torno a otros soles.

Uno de los grupos de astros más estudiados es nuestro sistema solar; debido a su cercanía, no sólo es más sencillo fotografiarlo sino que se han enviado naves a distintos planetas. Posee una estrella, el Sol, productora de la luz que brinda energía a la Tierra, donde se ha desarrollado la vida. Los otros componentes son objetos opacos que descubrimos porque reflejan la luz solar; son planetas como Mercurio o Neptuno. Otro grupo es el de los planetas enanos, por ejemplo, Ceres, el mayor de los asteroides, y Plutón. Además existen cientos de satélites y miles de cuerpos menores que forman anillos de asteroides, uno entre Marte y Júpiter y otro a la distancia de Plutón. Y finalmente existen millones de cometas, la mayoría de los cuales tienen órbitas mayores que la de Neptuno.

En tiempos recientes se ha descubierto una gran cantidad de sistemas planetarios que giran en torno a otras estrellas, o sea, exoplanetas. Su importancia no sólo radica en que podemos comparar nuestro sistema con otros, sino en que en ellos realizamos la búsqueda de planetas con agua. El agua es el medio ideal para el intercambio de sustancias y, por consiguiente, para el desarrollo de la vida.

Las comparaciones son útiles para poner en perspectiva los objetos, es decir, para entender cómo ocurre el calentamiento global en otros lados o cómo se forman las montañas y los satélites. Si observamos miles de sistemas solares podremos comprender cómo se forman, evolucionan y desaparecen.

Cuando nace una estrella, como veremos más adelante, se produce un disco que la circunda. La parte interior del disco se halla tan caliente que se evapora. En la zona intermedia, donde la temperatura es de cientos de grados, los hielos se volatizan y sólo sobreviven las sustancias refractarias. En cambio, en las regiones más alejadas de la estrella, donde la temperatura es menor a 100 °C, todas las partículas permanecen. Los planetas y otros mundos pequeños se forman por la aglomeración de materia de estos discos circunestelares. Según la cantidad de materia disponible, la composición química y la temperatura será la clase de mundos que se formen. Existen planetas sólidos y gaseosos, algunos con zonas líquidas.

En nuestro sistema solar, los mundos cercanos al Sol son pequeños y rocosos, mientras que los lejanos son grandes y gaseosos. Esto se debe a que cerca de nuestra estrella se evaporaron casi todas las sustancias, como el helio y el hidrógeno. Además, en torno al Sol había menos materia aglomerada. Los planetas gigantes y más lejanos, como Júpiter, no sólo se formaron con helio, hidrógeno y otras sustancias volátiles, sino que aglomeraron más materia.

En la actualidad se piensa que parte del agua superficial tanto de Venus como de la Tierra llegó después de la formación de estos planetas. Los cometas ricos en H₂O chocaron contra ellos.

La dificultad para descubrir planetas extrasolares radica en que reflejan poca luz visible. Si pudiésemos observar el sistema solar desde un planeta perteneciente a la estrella más cercana, con los mejores telescopios que tenemos, no podríamos ver la Tierra, porque es demasiado pequeña y la luz del Sol la opacaría; con mucho esfuerzo percibiríamos apenas Júpiter. Los nuevos mundos han sido descubiertos por efectos gravitacionales y un grupo más pequeño de ellos se puede detectar por la radiación infrarroja que emiten.

Así que no es sorprendente que lo primero que se halló al buscar otros mundos fueran los discos circunestelares, anillos de polvo que reflejan luz de una estrella o que emiten luz infrarroja producto de su calentamiento. Un disco de materia refleja una mayor cantidad de luz que un planeta. Está formado por gas y trillones de granos de polvo; eventualmente este material se aglomerará para dar origen a nuevos mundos.

Para hallar planetas que giran en torno a otras estrellas se han empleado métodos indirectos. Podemos suponer, en una primera aproximación, que una estrella se mueve en línea recta. Si hubiera uno o varios cuerpos masivos girando en torno suyo, la atraerían primero en una dirección y después en otra; en consecuencia, su trayectoria en lugar de ser recta sería ondulante. Y precisamente durante los últimos años se han descubierto centenares de estrellas con variaciones de velocidad, lo cual permite conjeturar que tienen compañeros muy débiles y que algunos de ellos podrían ser planetas.

Sabemos que los grandes planetas de nuestro sistema solar poseen decenas de lunas, algunas con agua, como Europa y Calixto de Júpiter, y otras con atmósfera, como Titán de Saturno. Los nuevos exoplanetas recién descubiertos también podrían tener satélites sorprendentes aun cuando sean demasiado pequeños para ser fotografiados.

Como adivinará el lector, el gran interés que se ha puesto en descubrir planetas con atmósfera, hielo y agua se debe a la curiosidad de encontrar vida fuera de la Tierra, en particular vida inteligente. Cabe señalar que hasta la fecha en ningún exoplaneta se ha descubierto ninguna estructura compleja de moléculas similar al ADN.

Durante los últimos años la definición de planeta se ha enriquecido, pues no sólo existen los que giran en torno a otras estrellas, sino que se han descubierto mundos sin estrellas, es decir, astros como Júpiter que comparten el movimiento de las estrellas en torno al centro de la galaxia de la que formamos parte. Hay exoplanetas de dos tipos: los que giran alrededor de una estrella y los que se mueven libremente en el espacio (sin estar asociados a una estrella).

Vale la pena señalar que el descubrimiento de planetas extra-solares es un ejemplo de cómo avanza la ciencia. En este caso, los investigadores supusieron que podría haber planetas fuera del sistema solar; además, sabían que contaban con la tecnología para observar el pequeño cambio en las velocidades de la estrella a la que pertenece el planeta y finalmente publicaron los resultados para que la comunidad los analizara, los reprodujera y opinara.

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FIGURA I.1. Ilustración de un planeta extrasolar con anillos, visto desde un satélite imaginario. En el fondo se aprecia una galaxia vista de canto. En tiempos recientes se han descubierto planetas que gravitan en torno a las estrellas cercanas y también planetas que no están asociados a una estrella. (Alfonso Galán.)

En la introducción de este libro mencionamos que las abundancias químicas imponen restricciones teóricas a la formación planetaria. En efecto, para que existan mundos de piedra se requiere la evolución previa de estrellas masivas, ya que éstas crean los elementos que dan paso a la formación de rocas.

FORMACIÓN ESTELAR

Las estrellas son los objetos por excelencia del cielo nocturno. Son esferas gaseosas que efectúan reacciones nucleares en sus regiones centrales, transformando parte de su materia en energía. De manera muy simplificada explicaremos su evolución.

Todas las estrellas nacen dentro de nubes de gas y polvo del medio interestelar. Debido a la gravedad las nubes se contraen y en su interior se forman las estrellas. Dentro de una nube se pueden formar muchas estrellas. Cuando éstas están recién nacidas iluminan el gas circundante y lo hacen brillar. En el área central de la nube en contracción nace una estrella o varias. Cada estrella queda rodeada por un disco a partir del cual se formarán planetas, satélites, anillos, asteroides y cometas.

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FIGURA I.2. La nebulosa de Orión es una cuna de formación estelar que ha sido estudiada por la comunidad de astrónomos en México. Incluye las estrellas recién formadas, la nebulosa brillante iluminada por las estrellas más luminosas y polvo, además de la nube oscura de gas, que emite radiofrecuencias. (NASA, ESA, M. Robberto del Space Telescope Science Institute y The Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team.)

Para comprender este proceso imaginemos una nube esférica. Si estuviera aislada, sin ninguna perturbación externa, siempre mantendría el mismo diámetro. Por un lado, la fuerza de gravedad atrae todo el gas hacia el centro —por eso es una esfera— y, por otro, la presión interna la mantiene inflada.

Ahora supongamos que la nube está sujeta a una presión externa adicional. Por ejemplo, si otra nube choca contra ella o si una supernova explota en su vecindad, esto provocará que la nube se contraiga. Seguramente el lector recuerda que la fuerza de gravedad aumenta o disminuye con el cuadrado de la distancia. La fuerza de gravedad F es proporcional al inverso del radio al cuadrado images

. Esto quiere decir que si el radio de la nube esférica disminuye a la mitad, la fuerza de gravedad aumentará cuatro veces en su superficie, y si disminuye a una tercera parte, aumentará nueve veces. Así, una vez comenzada la contracción de la estrella, ésta sufre un colapso gravitacional, porque cuanto más pequeña es, la fuerza gravitacional se vuelve mayor en su superficie, ya que su presión interna no es suficiente para contrarrestar la fuerza de gravedad.

Conforme la nube protoestelar se encoge, se calienta; la razón de esto es que la energía gravitacional se convierte en calor. La mitad del calor calienta la protoestrella y la otra mitad es radiada hacia el medio interestelar. (El motivo por el cual la nube se calienta cuando se contrae es simple. Imagine que amarra una piedra con un cordón y la suelta permitiendo que el cordón corra entre sus dedos. Notará que éstos se calientan. De manera equivalente, cuando una nube de gas y de polvo se contrae, se calienta; la energía gravitacional se convierte en energía térmica.)

No podemos observar directamente el nacimiento de una estrella en luz visible, porque en las etapas iniciales de la contracción de la protoestrella su superficie todavía está muy fría. En el momento en que la estrella se enciende se halla rodeada de capas que todavía se contraen sobre el núcleo caliente. Además, la estrella bebé se encuentra sumergida en los restos de la nube que le dio origen. La energía producida en el interior de la estrella tarda miles de años en llegar a la superficie; es más, cuando logra emerger produce tanto calor que evapora el gas más cercano y lo aleja; en otras palabras, en lugar de ver la contracción de la nube observamos su expansión. Sin embargo, las etapas tempranas sí se pueden observar en radiación infrarroja, porque la nube de formación estelar se calienta al contraerse. El tiempo de contracción de una nube hasta convertirse en una estrella que está transmutando hidrógeno en helio en el núcleo depende de la masa. Si es una estrella de una masa equivalente a la de nuestro Sol, tarda como 100 millones de años en comenzar a transmutar hidrógeno en helio. En cambio, si es de unas 30 masas solares el tiempo se reduce a unos 300 000 años. La estrella de mayor masa no sólo se contrae más rápido sino que es más luminosa.

La ciencia busca conocer la naturaleza; le interesan las explicaciones generales para entender su comportamiento y su evolución. Dado que la naturaleza funciona sola, es decir, sin la intervención humana, debe tener reglas científicas universales. Un ejemplo es el teorema virial, término que proviene de la palabra latina viris, que significa “fuerzas”. Podemos explicar este concepto mediante el comportamiento de un grupo de objetos similares en movimiento. Un cúmulo globular está formado por cientos de miles de estrellas, todas en movimiento. Si no lo estuvieran, el cúmulo se colapsaría debido a la fuerza gravitacional sumada de todas sus estrellas. Se dice que el cúmulo está en equilibrio virial. La fuerza de gravedad tiende a que el cúmulo se contraiga y se vuelva esférico, pero los movimientos de las estrellas lo mantienen inflado. El equilibrio es tal que las estrellas no se escapan ni el cúmulo se colapsa hacia su centro. En realidad, de vez en cuando alguna estrella escapa, pero el cúmulo se ajusta a la nueva situación, se contrae levemente aumentando su densidad, y, por lo tanto, su gravedad, y retorna al equilibrio virial.

Un equilibrio virial también está presente en las estrellas individuales. Éstas están formadas por gases ionizados; la fuerza de gravedad se contrapone a la fuerza de presión de los gases de la estrella que tienden a expandirla.

En los cúmulos de galaxias también existe un equilibrio virial. Las galaxias individuales se mueven dentro del cúmulo pero no se escapan porque la fuerza de gravedad de toda la masa que contiene el cúmulo es suficiente para mantenerlo unido. El teorema virial permite determinar la masa del cúmulo de galaxias y descubrir si toda ella emite radiación. Al comparar la masa del cúmulo de galaxias que nos proporciona el teorema virial con la masa de las galaxias que vemos sumadas, se encuentra que la masa total inferida es alrededor de cinco veces mayor; este resultado se deriva de la presencia de materia oscura en el cúmulo de galaxias y, por lo tanto, en el universo.

Al Sol, de una masa solar, le tomó 100 millones de años para comenzar a brillar por las reacciones nucleares que producen helio. En ese periodo completó media vuelta en torno al centro de nuestra galaxia. Cabe hacer notar que las estrellas pasan 90% de su existencia transmutando hidrógeno en helio dentro de sus núcleos. Así, el Sol le ha dado 23 vueltas al centro de la galaxia desde que existe. Las estrellas más pequeñas pueden transmutar hidrógeno en helio durante más de 50 000 millones de años, es decir, mucho más de lo que el universo tiene de vida desde que se inició su expansión, hace 13 700 millones de años.

Como veremos más adelante, la evolución de una estrella depende de su masa, y lo mismo sucede con su tiempo de formación. A las estrellas de menor masa les toma mucho más tiempo formarse que a las más masivas. Si consideramos que una estrella es aquella en cuyo núcleo se transmuta hidrógeno en helio, las menos masivas tienen 0.08 masas solares y las más masivas 120 masas solares. En el caso de objetos con menos de 0.08 masas solares, la presión y la temperatura del núcleo no serían suficientes para sostener reacciones termonucleares. Estrellas con una masa mayor a 120 masas solares son inestables, se fragmentan o pierden masa por medio de vientos hasta convertirse en objetos de unas 80 masas solares, que son estables.

La nube que da origen a una estrella puede aplanarse por su rotación. Una de las propiedades que comparten los astros—planetas, satélites y estrellas, nubes y galaxias— es que giran. Una vez que se forma la estrella en el centro de la nube, sobra materia y ésta rota. Igual que la falda de una bailarina cuando da vueltas, una nube al girar se aplana. Justamente cuando nace una estrella la materia que sobra forma un disco en torno a ella, donde más tarde nacerán los planetas nuevos.

En ocasiones las estrellas nacen en grupos; los más frecuentes son los pares de estrellas. Estos pares son sumamente útiles en astronomía para calcular las masas y los diámetros de las estrellas. La manera en que giran las estrellas alrededor del centro de masa del sistema depende de la masa de cada una. Cuando las estrellas pasan una delante de otra y se eclipsan, podemos calcular su diámetro midiendo la duración del evento.

Si los pares de estrellas están muy cercanos puede llegar a transferirse materia de una a otra, modificándose su evolución. Puesto que la duración de la vida de una estrella depende de la cantidad de materia que posee, si alguna absorbe materia de una compañera, el tiempo de vida de ésta se acortará.

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FIGURA I.3. AURA