Christophe Galfard - El universo en tu mano

Pensemos en ello de otra manera: dado que no estamos hechos exclusivamente de hidrógeno y helio, dado que nuestros cuerpos y la Tierra y todo cuanto nos rodea contiene carbono, oxígeno y otros muchos átomos, sabemos que nuestro Sol es una estrella de segunda o incluso de tercera generación. Una o dos generaciones de estrellas tuvieron que explotar para que su polvo se convirtiera en el Sol, y en la Tierra, y en nosotros. ¿Qué es lo que desencadenó su muerte? ¿Por qué están las estrellas condenadas a terminar su resplandeciente existencia con una espectacular explosión?

Una de las propiedades más asombrosas de una fusión nuclear es que, por grande que sea la cantidad de energía necesaria para que se produzca (¡el peso de todo un planeta!), la energía que libera es mucho mayor.

Puede que los motivos de esto te resulten sorprendentes, pero puesto que estás viendo ante tus ojos cómo sucede no te queda más remedio que aceptar que es cierto: cuando los núcleos de dos átomos se funden uno en otro, parte de su masa desaparece. El nuevo núcleo tiene menos masa que los dos a partir de los cuales se creó. Es como si el resultado de mezclar un kilo de helado de vainilla con otro kilo del mismo helado no fuesen dos kilos de helado, sino una cantidad menor.

Eso, en la vida cotidiana, no pasa nunca. En el mundo nuclear, sin embargo, sucede constantemente. Por fortuna para nosotros, sin embargo, esa masa no se pierde. Se transforma en energía, y la famosa fórmula E=mc 2de Einstein refleja la tasa de cambio. *

En nuestra vida cotidiana estamos acostumbrados a que los tipos de cambio se refieran a divisas extranjeras, y no a la masa y la energía. Por eso, para ver si E=mc 2es buen negocio para la naturaleza, vamos a imaginar que en el aeropuerto nos ofrecen el mismo tipo para cambiar libras esterlinas (que serían la masa inicial) por dólares estadounidenses (que serían la energía que te dan a cambio). El tipo de cambio, en este ejemplo, es c 2: «c» sería la velocidad de la luz y «c 2», la velocidad de la luz multiplicada por sí misma. Por una libra te darían 90.000 billones de dólares. No es un mal negocio, me parece a mí. Es más, es el mejor tipo de cambio que existe en la naturaleza.

Evidentemente, la masa que falta en cada reacción de fusión nuclear es muy pequeña. Pero en el centro del Sol hay tantos átomos fusionándose cada segundo que la energía que liberan es inmensa, y tiene que ir hacia algún sitio. Así que entonces esta sale despedida en dirección al espacio, lejos del núcleo del Sol, y en todas las formas que puede. Al final, la energía de esta fusión nuclear equilibra la gravedad que atrae todo hacia el núcleo de la estrella, lo cual estabiliza su tamaño. De no ser por ello, y si la gravedad fuera la única fuerza presente, el Sol se encogería.

La fusión nuclear emite una cantidad tremenda de luz y partículas que hacen que todo lo que las rodea se transforme en un reluciente caldo de núcleos y electrones que llamamos plasma .

Ese estallido de luz, calor y energía es lo que hace que las estrellas brillen.

El Sol, al ser una estrella, no es una enorme bola de fuego: el fuego necesita oxígeno y, aunque el Sol genera un poco de oxígeno junto con otros elementos pesados, en el espacio exterior no hay oxígeno libre en cantidades suficientes para alimentar una llama. Por mucho que rascásemos una cerilla en el espacio, nunca prendería. El Sol, al igual que el resto de estrellas del firmamento, no es más que una reluciente bola de plasma, una tórrida mezcla de electrones, de átomos despojados de algunos de sus electrones (llamados iones) y de átomos a los que se les han arrebatado todos sus electrones; núcleos pelados, vaya.

Mientras haya un número suficiente de esos minúsculos núcleos comprimidos en el centro del Sol, su gravedad y la energía resultante de la fusión se mantendrán equilibradas. Tenemos mucha suerte de vivir cerca de una estrella en un estado semejante.

En realidad, no tiene nada que ver con la suerte.

Si nuestro Sol no se encontrase en ese estado, nosotros no estaríamos aquí.

Y como ya sabes ahora, el Sol no se mantendrá en ese estado de equilibrio eternamente: el núcleo de nuestra estrella agotará algún día su combustible atómico y, entonces, cesará el impulso hacia el exterior que se encuentra en competencia con la gravedad. Entonces se impondrá esta última, que desencadenará la secuencia final de la vida de nuestra estrella: el Sol se encogerá y ganará densidad hasta que se desate una nueva reacción de fusión nuclear, pero en esta ocasión alejada del núcleo, más cerca de la superficie. Esta renacida reacción no equilibrará la gravedad, sino que la superará, y la superficie del Sol se verá impelida hacia el exterior, con lo que el astro crecerá. Es algo que ya viste en tu viaje al futuro. Un arrebato final de energía anunciará, por último, la muerte que presenciaste y esparcirá por el espacio todos los átomos que el Sol ha forjado a lo largo de su existencia al tiempo que crea algunos más, los más pesados de todos, como, por ejemplo, los de oro. Con el tiempo, esos átomos se combinarán con los restos de otras estrellas moribundas próximas para formar inmensas nubes de polvo de estrellas que, quizá, plantarán las semillas de nuevos mundos en un lejano futuro.

La forma que tienen los científicos de estimar cuándo se producirá esa explosión es calculando la cantidad de hidrógeno que queda en el núcleo de la estrella, y los resultados apuntan a que el Sol estallará en aproximadamente 5.000 millones de años; en jueves, para ser precisos, con un margen de error de tres días.

Lo que has descubierto del Sol hasta ahora te permite conocerlo mejor que cualquier humano que viviese antes de mediados del siglo XX. Toda la luz que baña tu cuerpo día tras día procede de átomos forjados en el corazón de nuestra estrella, de partes de su masa transformadas en energía. Sin embargo, la Tierra no es el único objeto celeste que aprovecha la energía del Sol.

En un abrir y cerrar de ojos, tu mente regresa a la superficie efervescente y abrasadora del Sol y miras a tu alrededor como un halcón. Ocho puntos brillantes se mueven frente a un fondo aparentemente fijo de estrellas lejanas. Esos puntos son planetas, esferas rellenas de materia que son demasiado pequeñas para soñar siquiera que un día se convertirán en una estrella. Cuatro de ellos, los más cercanos al Sol, parecen diminutos mundos rocosos. Los cuatro más alejados están formados principalmente de gas. Siguen siendo minúsculos comparados con el Sol, pero son gigantes respecto a la Tierra, el mayor de los cuatro pequeños mundos rocosos. A pesar de todo —y aunque todos nacieron de la misma nube de polvo de estrellas extinguidas hace mucho—, ninguno de esos mundos, con excepción de la Tierra, y tampoco ninguno de sus cientos de satélites ofrecen un refugio potencial para el futuro de la humanidad. Todos permanecen sometidos a la gravedad del Sol y todos desaparecerán cuando nuestra estrella termine explotando. Si hay algún refugio posible, tiene que estar más alejado todavía.

Con una cierta alarma, tu mente se dispara tan lejos como puede para echar un vistazo a lo que hay más allá de la esfera de influencia del Sol. Por el camino, visitarás a los primos lejanos de nuestro planeta, los gigantes de nuestra familia cósmica.

La distancia que te separa ahora del Sol es tres veces la que existe entre la Tierra y nuestra estrella. Ya has dejado atrás Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, los cuatro mundos rocosos más cercanos al Sol. Vista desde aquí, nuestra estrella es un punto brillante algo más pequeño que una moneda de un céntimo sostenida en alto a un brazo de distancia de los ojos. Si la Tierra estuviera aquí, un mediodía típico de mediados de julio, el día más caluroso del año, por ejemplo, sería más frío que el invierno más frío de la Antártida. *