¿Cómo sabemos la edad de la Vía Láctea?

En la última entrada estuve hablando sobre las estrellas enanas blancas y, entre otras cosas, mencioné que en nuestra galaxia se han encontrado algunas que llevan brillando entre 11.000 y 12.000 millones de años. A raíz de este dato, la voz cursiva me susurró:

Mucho hablar de astronomía, pero nunca te has preguntado cuál es la edad de la Vía Láctea.

Así que busqué la información y parece ser que los astrónomos estiman que nuestra galaxia se empezó a formar hace unos 13.600 millones de años, lo que significa que la existencia de la Vía Láctea se remonta a los primeros años del universo (que, recordemos, tiene unos 13.800 millones de años).

Ah, vale, entonces caso cerrado. Nos vemos en la siguient…

Para el carro, voz cursiva, que se me hace raro que aceptes un dato como este con tanta facilidad. ¿No te parece una cifra muy loca? ¿Cómo sabes que los astrónomos no se la han sacado de la manga?

¡Tienes razón! ¡Casi caigo en tus sucias trampas! ¿Cómo se supone que pueden saber cuándo se formó la galaxia?

Me alegra que lo preguntes.

La Vía Láctea no es más que un gran grupo de estrellas unidas por su atracción gravitatoria, así que el primer paso para descubrir la fecha de nacimiento de nuestra galaxia es descubrir cuál es la edad de las estrellas más viejas que se conocen.

Todas las estrellas, sin importar su tamaño, empiezan su vida de la misma manera: convirtiendo el hidrógeno que contienen en sus núcleos en helio a través de los procesos de fusión nuclear. Pero aquí se acaban las similitudes porque, de ahí en adelante, la evolución de cada estrella es muy distinta dependiendo de su masa.

Por ejemplo, las estrellas gigantes azules pueden tener masas más de 100 veces superiores que la del sol. El peso de todo este material sobre su núcleo genera unas condiciones de calor y presión tan extremas que, aunque tengan unas reservas mucho mayores de hidrógeno que las de nuestra estrella, agotan su combustible en unos pocos millones de años. Parece mucho tiempo pero, como veréis en breves, se trata de una vida extremadamente corta para una estrella.

Una estrella súpergigante comparada con parte de nuestro sistema solar. (Fuente)

Al quemar tal cantidad de combustible en tan poco tiempo, estas estrellas producen un montón de energía y que sus superficies alcanzan temperaturas de decenas de miles de grados centígrados, lo que las hace brillar de manera muy intensa con una tonalidad azulada (de ahí su nombre).

Las estrellas de tamaño mediano, como nuestro sol, son mucho menos luminosas porque consumen su combustible mucho más despacio, pudiendo fusionar hidrógeno de manera estable durante alrededor de 10.000 millones de años. Cuando su combustible se agota, este tipo de estrellas se empiezan a hinchar a través de un proceso que expliqué en la entrada anterior, convirtiéndose en gigantes rojas muy luminosas que, a su vez, terminan dando lugar a diminutas estrellas enanas blancas que brillarán durante decenas de millones de años mientras se enfrían.

Pero no todas las estrellas rojas tienen un tamaño descomunal: las llamadas enanas rojas tienen una masa menor a la mitad de la del sol y queman su hidrógeno tan despacio que pueden brillar débilmente durante 10 billones de años. Su brillo rojizo es el resultado de su lento consumo de combustible, que se traduce en una temperatura superficial muy baja.

Dicho esto, el color y la intensidad del brillo de una estrella nos permiten hacernos una idea de la etapa de su evolución en la que se encuentra. En esta imagen podéis ver los tipos de estrella que he comentado, clasificadas en función de su temperatura superficial y su luminosidad:

(Fuente)

Pero saber en qué fase se encuentra una estrella no nos dice nada de su edad: si, por ejemplo, ves una estrella con una masa y un brillo similares a los del sol, entonces sabes que su esperanza de vida ronda los 10.000 millones de años, pero con esta información no puedes saber si se acaba de formar o si, por el contrario, está a punto de entrar en su fase de gigante roja.

Por suerte, hay maneras de especificar mejor su edad.

En líneas generales, se puede considerar que la masa de las estrellas consiste en un 90% de hidrógeno y un 10% de helio en el momento de su formación ya que, en comparación, los elementos más pesados sólo representan trazas minúsculas. Por tanto, si se conoce la masa de una estrella, se puede estimar cuánto hidrógeno contenía cuando se formó y, por tanto, la cantidad de combustible con la que empezó su vida. Como, además, la intensidad del brillo de una estrella es un reflejo de lo rápido que está consumiendo su combustible, se pueden utilizar estos dos parámetros para calcular cuánto tiempo lleva brillando la estrella.

Si esta estimación no tiene la precisión deseada, un análisis químico nos permite aproximar su edad de manera aún más exacta.

Por ejemplo, sabemos que el sistema solar se formó hace unos 4.600 millones de años porque se han podido medir las proporciones de ciertos elementos radiactivos que contienen los meteoritos (que llevan dando vueltas por el sistema solar desde sus comienzos). En este caso, el proceso de datación es parecido al que explicaba en esta entrada.

Para datar las estrellas se aprovecha el hecho de que todas ellas empiezan sus vidas fusionando hidrógeno para convertirlo en helio y que, por tanto, cuanto menos hidrógeno haya en la estrella que estás observando, más tiempo llevará fusionando este elemento, lo que significa que habrá existido durante más años y, como resultado, que es más viej…

Sí, sí, ha quedado claro. ¿Pero cómo se supone que se mide cuánto hidrógeno hay en una estrella, si no podemos ir hasta ellas a tomar muestras? ¿O sí?

No, no podemos. Por suerte, existe la espectroscopia, una técnica que nos permite averiguar la composición de un objeto a partir de la luz que emite.

Como explicaba en esta otra entrada, cada elemento químico absorbe unos colores determinados cuando la luz pasa a través de él. Si un rayo de luz que ha pasado a través de un elemento en concreto se descompone en sus colores primarios utilizando, por ejemplo, un prisma, los tonos que ha absorbido se manifiestan en forma de unas franjas oscuras sobre el arcoíris que se proyecta.

Lo espectros de absorción del sodio, el mercurio y el litio. (Fuente)

Una vez hecho esto, es posible conocer la composición de una estrella buscando qué elementos se corresponden con los colores que no están presentes en la luz que emite. Por otro lado, como la intensidad con la que se ve absorbido cada color refleja la abundancia de ese elemento, los astrónomos pueden comparar las franjas que producen el helio y el hidrógeno para conocer la proporción en la que se encuentran en la estrella y, por tanto, hacerse una idea más aproximada de su verdadera edad.

Ah, vale, entonces para calcular la edad de la Vía Láctea basta con analizar la composición de todas las estrellas del firmamento hasta encontrar la más vieja de todas, ¿no?

Vas por buen camino, pero ese planteamiento tiene un pequeño fallo.

Sabemos que las estrellas de la primera generación que se formó tras el Big Bang debieron estar compuestas únicamente por hidrógeno, helio y algo de litio (en aquella época no había nada más porque el resto de la tabla periódica se forjó en los núcleos de las estrellas más masivas, como comentaba en esta otra entrada). De hecho, en el espacio no hubo rastro de elementos más pesados hasta que esta primera generación empezó a envejecer y reventar en forma de supernovas, esparciendo sus entrañas por el universo.

Algo así, pero con menos música.

Por tanto, si encontramos rastros de elementos pesados en el interior de una estrella demasiado pequeña como para que los haya producido por sí misma, podemos estar seguros de que esa estrella no pertenece a la primera generación que estaba compuesta exclusivamente por hidrógeno, helio y algo de litio, sino que se formó a partir de material que contenía restos de estrellas anteriores.

Y resulta que el análisis de las estrellas más viejas de nuestra galaxia, que rondan los 13.500 millones de años  y precisamente son demasiado pequeñas como para producir esos elementos pesados en su interior, revela que incluso éstas contienen rastros de “metales” (que, en este contexto, es el nombre que le dan los astrónomos a todos los elementos que no son hidrógeno o helio).

Entonces, ¿eso significa que existieron otras estrellas antes de que se formaran las estrellas más viejas de la galaxia?

Exactamente, voz cursiva. Pero, a su vez, esto también significa que, para saber cuándo se formó la Vía Láctea, bastará con sumar dos cifras: la edad de unas estrellas muy viejas y el tiempo que transcurrió entre sus predecesoras y su formación. Y, como imaginaréis, conocer este último dato es un poco más complicado, porque esas primeras estrellas dejaron de existir hace mucho tiempo.

Por suerte, los astrónomos son gente bastante apañada.

Existen unas formaciones de estrellas viejas llamadas cúmulos globulares que pueden llegar a contener entre 100.000 y 1.000.000 de estrellas en espacios muy reducidos. Lo interesante de estos sistemas es que todas las estrellas que contienen se formaron a partir de la misma nebulosa y, al estar unidas por su gravedad tan cerca unas de otras, el material que las compone va pasando de generación en generación a medida que las estrellas más grandes van esparciendo su masa por el espacio al final de sus vidas.

(Fuente en mucha mayor calidad)

Y, ojo, que se acerca la parte importante de la entrada.

La mayor parte de la materia de la que estamos compuestos está hecha de átomos que se formaron en el núcleo de las estrellas. Pero algunos elementos, como el berilio, son un caso especial, porque las reacciones de fusión nuclear de las estrellas suelen consumir todo el berilio que generan para fusionarlo en elementos aún más pesados. Por tanto, el berilio no se encuentra en la lista de elementos que las supernovas esparcen por el espacio (motivo por el cual es tan escaso en el universo).

¿Entonces de dónde salió el berilio que se puede encontrar, por ejemplo, en minerales como la aguamarina?

Pues resulta que el isótopo más abundante del berilio, el berilio-9, se forma a partir de la espalación de átomos de carbono, nitrógeno u oxígeno a través de los rayos cósmicos (de los que hablaba en esta otra entrada). Dicho de otra manera, cuando alguna partícula masiva que recorre el espacio a altas velocidades choca contra uno de estos átomos, la colisión puede romper su núcleo en pedazos y separarlo en fragmentos más ligeros… Y el berilio puede ser uno de esos fragmentos.

Por tanto, el berilio se forma mientras el material que expulsa una estrella flota por el espacio. Si resulta que ese material se empieza a condensar para dar lugar a una nueva estrella, el berilio que se haya formado durante ese tiempo también pasará a formar parte de ella.

Y aquí viene el dato realmente importante: las estrellas pequeñas no tienen la masa suficiente para fusionar todo ese berilio en elementos más pesados, así que lo conservan intacto en su interior a lo largo de los miles de millones de años que dura su vida. Sabiendo, además, que el flujo de rayos cósmicos sobre la Vía Láctea es muy constante, se puede medir la proporción de berilio e hidrógeno que contienen las estrellas más viejas de un cúmulo globular para deducir cuánto tiempo estuvo expuesto a los rayos cósmicos el material que las formó.

Gracias a esta técnica, se ha podido estimar que el material que dio lugar a las estrellas más viejas del cúmulo globular NGC 6397 tuvo que flotar por el espacio entre 200 y 300 millones de años para que los rayos cósmicos produjeran la cantidad de berilio que contienen hoy en día. Como, además, se sabe que las primeras estrellas debieron tener vidas muy cortas, de unos pocos millones de años (porque eran muy masivas), y que la edad de las estrellas más viejas de este cúmulo ronda los 13.400 millones de años, se puede concluir que las primeras estrellas de la Vía Láctea se formaron hace unos 13.600 millones de años.

Por supuesto, esta cifra no es exacta porque las estrellas analizadas son poco luminosas y la señal espectroscópica del berilio es muy débil porque su concentración es muy baja, de modo que la medición tiene un margen de error de unos 800 millones de años, Aun así, la cifra concuerda con los modelos teóricos de la evolución del universo, que predicen que las primeras galaxias se empezaron a formar unos 100 millones de años después del Big Bang.

Vale, vale. Ya veo que esta cifra no se la ha sacado nadie de la manga. Me fiaré esta vez, pero no te acostumbres.

Me alegra, voz cursiva. Ahora que está todo aclarado, toca pasar a publicidad (no invasiva).

El libro sobre historia de astronomía de Ciencia de Sofá, “El universo en una taza de café“, está disponible en librerías tanto en España como en México y a través de internet por todo el mundo así que, si os apetece saber cómo hemos llegado a conocer todo lo que sabemos hoy en día sobre el universo, podéis hacer click en la siguiente imagen del libro para ir a la entrada donde hablo sobre él con más detalle (o sobre este texto verde para ir directamente a la página de Amazon):

4 pensamientos en “¿Cómo sabemos la edad de la Vía Láctea?”

  1. Hola Jordi, he estado siguiendo tu blog, ¡está estupendo! Pero aqui viene una duda: ¿has oído de la estrella HD 140283 (extraoficialmente conocida como ‘estrella Matusalén’? Supuestamente tiene 14 mil millones de años, y está a apenas 190 años luz de la Tierra… ¿como es esto posible? Gracias de antemano.

    PD: La estrella tiene una magnitud aparente de 7, lo que indica que es visible con binoculares o un telescopio pequeño en una noche clara, está en la constelación de Libra.

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