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Sophie Van Eck: "Las estrellas son las verdaderas alquimistas cósmicas"

Esta científica de la Universidad Libre de Bruselas ha logrado junto a su equipo medir por primera vez en la historia la temperatura del centro de una estrella.

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Sophie Van Eck./ M.R.R

BRUSELAS.- En 1926, el astrofísico Sir Arthur Eddington afirmó en su obra La constitución interna de las estrellas que "el interior del sol y de las estrellas es menos accesible que cualquier otra región del Universo. ¿Qué instrumental podría atravesar las capas externas de las estrellas y analizar las condiciones de su interior?".

"El Sol se convertirá en una estrella-plomo en unos 4.000 millones de años. Para entonces su radio se habrá incrementado entre 400 y 500 veces"

Casi 90 años después, esta pregunta está empezando a tener respuesta en el trabajo de un equipo de seis astrofísicos liderados por la belga Sophie Van Eck (Bruselas, 1971). Los científicos, de la Universidad Libre de Bruselas, en Bélgica, y la de Montpellier, en Francia, han logrado por primera vez en la historia medir la temperatura del centro de una estrella. El estudio se publicó el 8 de enero en Nature.

Van Eck, científica de la Universidad Libre de Bruselas e investigadora asociada del Fondo Nacional de Investigación Científica de Bélgica (el CSIC belga), es una de las astrofísicas más destacadas del mundo. Ha sido reconocida, entre otras cosas, por el descubrimiento en 2001 de las primeras estrellas-plomo, estrellas gigantes muy ricas en este material.

Es la primera vez que se mide la temperatura en el interior de las estrellas. ¿Cuál ha sido el principal desafío para ello?
Es la primera vez que se hace a través de mediciones directas. El principal desafío es que no se puede acceder físicamente al interior de una estrella, de modo que hay que hacerlo midiendo ciertos fenómenos que se producen en ellas y a partir de ahí realizar cálculos para obtener resultados concretos y fiables. En este caso, hemos medido unos 100 millones de grados centígrados.

"Las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno, una pequeña parte de helio, y trazas de elementos pesados"

Porque, ¿de qué está hecha una estrella?
Principalmente de hidrógeno, una pequeña parte de helio, y trazas de elementos pesados. El plomo es uno de esos elementos pesados que fabrican las estrellas, pero no todas fabrican plomo, sólo las gigantes, y sólo lo hacen cerca del final de su vida. Además de plomo, también fabrican otros elementos que se usan hoy para numerosas aplicaciones tecnológicas, como el niobio (en los imanes potentes) o el cerio (en los catalizadores).

Usted descubrió en 2001 las primeras estrellas-plomo. ¿Son las que se han investigado en este trabajo?
Nosotros nos hemos centrado en las estrellas de tipo S. Las estrellas-plomo, conocidas como estrellas CH, son estrellas gigantes compuestas de hidrógeno y helio y muy ricas en elementos más pesados, sobre todo, plomo. Las estrellas S no son tan ricas en plomo u otros elementos pesados como éstas aunque, eso sí, son también gigantes. El Sol mismo también tiene plomo, por ejemplo, aunque en muy poca cantidad y proviene, en realidad, de generaciones previas de estrellas. De hecho, el Sol se convertirá en una de estas estrellas gigantes en unos 4.000 millones de años. Para entonces su radio se habrá incrementado entre 400 y 500 veces.

¿Cuántas estrellas han analizado en esta investigación?
En nuestra muestra hay 23 en total, 17 son de tipo S y otras seis de tipo M, estrellas gigantes pero sin apenas elementos pesados. Éstas las hemos empleado como referencia.

¿Cómo se ha podido medir la temperatura en el interior de esas estrellas?
En las regiones cercanas al núcleo, una estrella sintetiza elementos muy pesados, como decimos, y desde esas zonas son eyectados hacia la superficie de la estrella. Dicho proceso emite luz, y medir esa luz al final es como usar un termómetro puesto que a través de esas mediciones podemos calcular a qué temperaturas han de producirse procesos que tienen lugar en el núcleo de los átomos de ciertos elementos, procesos como que se combinen dos núcleos (es decir, una fusión nuclear) o cuando un núcleo captura un neutrón.

"El final de la estrella es cuando pierde masa y eso depende de muchos factores. Pero sí sabemos que hacia el final de su vida el núcleo de la estrella va fabricando esos elementos pesados y los eyecta a la superficie"

¿De qué manera se han observado estas estrellas?
Esto es fundamental. Junto a lo que he descrito antes, hemos necesitado una enorme cantidad de datos de mucha calidad sobre las estrellas estudiadas, que hemos obtenido mediante el espectrógrafo HERMES, instalado en el telescopio Mercator de la Universidad de Lovaina y ubicado en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, Canarias. Con todos los datos recabados, hemos elaborado modelos informáticos de proyecciones sobre la evolución de los elementos en el interior de la estrella y así calculamos su temperatura.

¿Se puede calcular también su edad a través de este método?
No hemos medido exactamente la edad de la estrella, lo que hemos hecho ha sido medir el tiempo empleado por estas estrellas S en una fase muy específica de su evolución, es decir, el período en el que producen y llevan a su superficie elementos pesados. Pero sólo se trata de un período. Para obtener la edad, debería añadírsele las duraciones de todas las fases evolutivas de la estrella. Hay grandes incertezas sobre la duración de esas otras fases. Para realizar esos cálculos en la mayoría de los casos hay que basarse en predicciones de modelos teóricos. De todos modos, el cálculo en sí que hemos realizado no es novedoso, pero sí el método que hemos empleado para ello.

¿Cómo lo han hecho y qué resultado han obtenido?
Es más o menos lo mismo que se hace con la técnica del carbono 14, pero con una diferencia: mientras que ese método sirve para calcular directamente la edad completa de un objeto, en nuestro caso usamos tratamos de medir el tiempo que un elemento ha tardado desde que fue fabricado en el interior de la estrella hasta que ha llegado a la superficie. La conclusión que este proceso dura entre uno y tres millones de años. En nuestro trabajo hemos medido con la ayuda de cosmocronómetros, por lo que somos de algún modo más independientes en la medición que empleando modelos teóricos para predecir su edad, como hasta ahora.

¿En qué se parece este proceso a la técnica del carbono 14?
En que nuestras mediciones se basan también en la medición de isótopos, esto es, átomos de un mismo elemento químico pero cuyos con núcleos tienen una cantidad diferente de neutrones. Como hemos dicho, en el interior de la estrella los elementos químicos sufren procesos que alteran su núcleo, como la fusión nuclear o cuando un núcleo captura un neutrón. Es decir, que se producen elementos radiactivos que permiten realizar una datación. Se trata entonces de medir la proporción de ciertos isótopos respecto a otros en la superficie. Estos isótopos, por cierto, una vez transportados hasta las zonas externas de las estrellas son arrojados al espacio cuando la vida de la estrella toca a su fin, y se reintegran en el medio interestelar y en las grandes nubes que lo componen, de las cuales nacerán nuevas estrellas en el futuro. Nuestro Sol pasó por esta situación hace 4.500 millones de años.

"Los planetas gigantes gaseosos como Júpiter son estrellas fallidas"

¿Así es el final de una estrella, que es o puede ser a su vez el principio de otras?
El final de la estrella es cuando pierde masa y eso depende de muchos factores. Pero sí sabemos que hacia el final de su vida el núcleo de la estrella va fabricando esos elementos pesados y los eyecta a la superficie. Allí forman una nebulosa planetaria, formada de conchas de estrellas, que son ionizadas por la luz de la propia estrella. Esa nebulosa son planetas ni tienen nada que ver con ellos. En cuanto al núcleo de la estrella, éste nunca es eyectado pero llega un momento en que deja de ser una fuente de energía y se apaga.

Para las estrellas analizadas en su investigación han calculado 100 millones de grados. ¿Qué implicaciones tiene este dato?
Otros estudios previos, basados en el análisis de ciertos elementos en meteoritos, apuntaban a una temperatura más elevada, más de 300 millones de grados, para el proceso de construcción de elementos pesados en el núcleo de las estrellas S, proceso llamado nucleosíntesis. Dichos estudios apuntaron a que era el neón el elemento que estaría en el origen de los neutrones requeridos para construir los elementos pesados en la estrella. En nuestro trabajo, basado no ya en los meteoritos sino en el análisis de las estrellas, hemos mostrado, sin embargo, que la temperatura es mucho más baja de 250 millones de grados y también que es el carbono el que está en el origen de los neutrones necesarios para se produzcan esos elementos pesados en las estrellas.

Entonces, ¿el plomo y otros elementos pesados provienen de las estrellas?
Sí. Las estrellas son unas verdaderas alquimistas cósmicas. El Big Bang generó sólo hidrógeno, helio y trazas de elementos más pesados, como el litio. Todos los demás elementos fueron fabricados después en el interior de las estrellas gigantes, durante lentas fases de su evolución, o en supernovas. De hecho, algunos planetas, como los planetas gigantes gaseosos, tienen en gran medida la misma composición que las estrellas; Júpiter, de hecho, tiene básicamente la misma composición que el Sol. Sin embargo, no son tan suficientemente masivos como para alcanzar las altas temperaturas con las que quemar hidrógeno hasta convertirlo en helio, que es lo que hacen las estrellas. Esos planetas son estrellas fallidas.

Entonces, ¿qué fue primero, los planetas o las estrellas?
Es una cuestión difícil. Una cosa es segura: las estrellas tuvieron que formarse en el incipiente universo compuestas prácticamente sólo de hidrógeno y helio, son las llamadas estrellas de primera generación, para después poder producir los elementos pesados que ahora se encuentran en el universo, como el plomo. Si la primera generación de estrellas tenía ya planetas orbitando a su alrededor es algo que aún ignoramos.

¿Y qué hay del sol, qué tipo de estrella es?
El Sol podría ser una estrella de tercera o cuarta generación.

¿Qué sucede después con esa nebulosa planetaria de elementos muy pesados que se forma cuando la estrella se extingue?
Esas capas de material eyectado por la estrella pueden ir más allá y acabar formando una especie de nube de, digamos, chatarra espacial que podría reconvertirse en una nueva estrella, mucho más rica que las anteriores en esos nuevos elementos que la componen ahora.

"Una cosa es segura: las estrellas tuvieron que formarse en el incipiente universo compuestas prácticamente sólo de hidrógeno y helio, son las llamadas estrellas de primera generación"

¿Hasta qué punto las estrellas son la clave para comprender el universo?
Son la clave porque las galaxias están hechas de estrellas, la composición de los elementos pesados del universo son fabricados por las estrellas... La comprensión de la física de la atmósfera de las estrellas y el conocimiento de las distancias y de la masa de las estrellas son fundamentales para predecir su evolución y determinar precisamente su composición química. Por lo tanto, podemos saber cómo las estrellas, reales factorías para producir átomos, que enriquecen el universo con elementos pesados. Su estudio nos ofrece información crucial, incluyendo una mejor comprensión de la evolución química de las galaxias formadas por miles de millones de estrellas, y particularmente ésas que componen nuestra propia galaxia desde el Big Bang.


¿En qué centra ahora sus investigaciones?
Estoy centrada en investigar las abundancias de diferentes tipos de estrellas, el estudio tomográfico de estrellas gigantes, de las atmósferas estelares. Y también estoy involucrada en el proyecto europeo GAIA-ESO Survey.

¿Cuál es el objetivo de este último proyecto?
Está encaminado a analizar el movimiento de las estrellas, lo que llamamos la velocidad radial, así como la abundancia estelar en la galaxia. La misión del satélite GAIA calculará distancias y velocidades radiales de 1.000 millones de estrellas. Este proyecto pretende caracterizar mejor pequeña muestra de estrellas, unas 100.000 estrellas, pero tratando de detectar abundancias precisas de varios elementos químicos. De esta manera, tendremos una visión más completa de la evolución de las estrellas y de su proceso de nucleosíntesis así como de su movimiento en la galaxia.