Cambios constantes y explosiones gigantes en las estrellas
Durante más de 2.000 años se creyó que todas las estrellas que poblaban el firmamento mantenían constante su luminosidad. Evidentemente, existían 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, etcétera-, pero solían considerarse como fenómenos en conexión con lo sobrenatural. Gracias a las ingeniosas técnicas de observación, así como a la espectroscopia y fotometría, 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 extrínsecas y las intrínsecas. Las primeras son estrellas dobles, cuyos componentes giran alrededor del centro de gravedad del sistema y cuyo plano de giro está en dirección a la visual a la estrella (desde la Tierra). En este giro, las componentes se eclipsan la una a la otra en un período de una revolución, ocasionando la consecuente disminución 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 intrínsecas son, en su mayor parte, estrellas simples y no sistemas múltiples. Las variaciones de brillo se deben a cambios que ocurren dentro de la propia estrella y generalmente se explican en las capas más externas de ella. Entre estas variables podemos diferenciar las pulsantes y las eruptivas. Dentro de las variables pulsantes son de gran interés las RR-Lyrae y las Cefeidas. De las eruptivas destacan las novas y supernovas.
Incremento de luminosidad
La nova es una estrella que súbitamente incrementa su luminosidad óptica en miles de veces su luminosidad normal y puede alcanzar magnitudes absolutas, del orden de -6 a -9. El incremento de luminosidad hasta el máximo es muy rápido, generalmente lo realiza en menos de un día. El declive subsiguiente es mucho más lento, la estrella necesita años o décadas de años para volver a su estado normal. El cambio rápido inicial corresponde a una explosión en la estrella con la rápida eyección de una considerable fracción de su masa. Esta masa sale de la estrella en forma de envolvente gaseosa que se va expansionando. A partir de las bandas de emisión que aparecen en su espectro, o de los desplazamientos Doppler de las líneas de absorción hacia el violeta, se han podido calcular velocidades del orden de 1.000 km/seg o mayores para la expansión de estas envolventes.
El mecanismo por el cual ocurre la explosión de una nova no se conoce con certeza. Una de las últimas teorías supone que la estrella pre-nova es un sistema doble. Una de las componentes es una enanablanca, estrella que originalmente tenía mayor masa que su compañera y que ha comenzado su evolución con pérdida de masa, hasta alcanzar su estado final. La estrella compañera entra entonces en, la fase de gigante-roja. Sus capas externas se extienden y pasan a través de la superficie de Lagrange en donde la materia es atraída igualmente por las dos estrellas.
Entonces, parte de materia de la nueva gigante-roja fluye hacia la superficie de la enana-blanca. La adición de esta nueva masa produce un incremento de presión y temperatura en las tenues capas externas no degeneradas donde el hidrógeno de la gigante-roja se está depositando. Como consecuencia de la elevación de presión y temperatura se inicia el ciclo protón-protón en esta parte de la atmósfera de la enana-blanca, y la energía 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 explosión (novas recurrentes).
Cataclismo espectacular
La supernova es uno de los cataclismos más espectaculares de la Naturaleza. En el máximo 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 eyección de materia en una supernova alcanza velocidades comprendidas entre 5.500 a 9.500 km/seg y la masa eyectada puede ser tan sorprendente cómo diez masas solares. La frecuencia con la que se observa el fenómeno por galaxia es de una en un período de diez a treinta años; en la nova esta frecuencia aumentaba considerablemente.
El proceso de la explosión de una supernova puede complicarse mucho más que en caso de la nova. Como residuo puede encontrarse, además de una fuente de rayos X, un pulsar.
En la nebulosa del Cangrejo nos encontramos el caso peculiar de un pulsar que emite también en el visible y que es el residuo de la supernova que describieron los antiguos astrónomos chinos en el año 1054.
Vemos, pues, cómo gracias a su esfuerzo e imaginación, el hombre puede penetrar en la naturaleza del cosmos y descubrir mundos insospechados en aquellas lejanas estrellas que parecían algo estático e inalcanzable, encontrando, la variación y la dinámica bajo la aparente estabilidad.
