Miércoles 11 de marzo de 2015
La cosmología moderna se ha desarrollado a un punto tal que se tiene evidencia experimental concreta de lo que le sucede al universo a partir de una fracción de segundo después del big bang. Este logro espectacular, hay que recalcar, se refiere al universo en su totalidad. Aunque suene poco intuitivo, esa misma cosmología, elegante y orgullosa a gran escala, es bastante más incierta a escalas más humildes, con una lista de problemas importantes aún por resolver.
Así, mientras que por un lado se conoce la edad del universo con una precisión exquisita, por otro lado nuestro conocimiento de la historia de formación de la Vía Láctea es muy incompleto, no obstante la tenemos al alcance de la mano. Esta limitación se debe en gran medida a la extrema dificultad para determinar con precisión la edad de una estrella común y corriente –más difícil aún que medir su masa–, y hacerlo después para una fracción relevante y representativa de la galaxia.
Para determinar la edad de una estrella recurrimos a lo mismo que haríamos para determinar la edad de una persona sin preguntárselo directamente: buscamos signos externos que indiquen el paso del tiempo. El problema es que, mientras en seres humanos signos como vello facial, arrugas, caída de cabello o dificultad de movimiento saltan a la vista, en una estrella los cambios correspondientes son más sutiles y tardan muchísimo en hacerse visibles en su superficie.
Dichos cambios se deben a la lenta pero inexorable transformación de la composición química al interior de la estrella como producto de las reacciones nucleares responsables de su propia estabilidad y brillo. Las velocidades con que operan estas reacciones nucleares las conocemos razonablemente bien puesto que se miden en laboratorios terrestres. Esto nos permite simular la vida de una estrella utilizando un computador, y, dadas una masa y composición química inicial, saber cómo se ve –esencialmente su luminosidad y temperatura superficial– en todo momento de su vida. Finalmente, identificamos cuál de estos instantes de la vida de la estrella simulada coincide mejor con la luminosidad y temperatura de la estrella real, lo que nos indica la edad de esta última. De cierta manera, hemos producido la cédula de identidad de la estrella de interés.
Ahora, para confiar en estas cédulas de identidad, los modelos de computador deben calibrarse con edades independientes y libres de dudas. Afortunadamente tenemos una –desafortunadamente solo una– de estas estrellas de calibración: el Sol. Análogamente a como se determina la antigüedad de restos arqueológicos, momias pre-incas o fósiles de dinosaurios, para conocer la edad del Sol medimos la concentración de ciertos materiales radioactivos en meteoritos que han sobrevivido su caída a la Tierra. La suposición crucial detrás de este procedimiento es que dichos meteoritos conservan –como cápsulas de tiempo– las condiciones de la época de formación del Sistema Solar. Así, se encuentra que nuestra estrella tiene unos 4.500 millones de años. Los modelos estelares se calibran entonces asegurándonos que, para una estrella de computador con la masa y composición química del Sol, el modelo a dicha edad se vea tal como se ve nuestra estrella hoy en día.
La del Sol es entonces la única medición realmente “empírica” que tenemos de la edad de una estrella. Cualquier determinación de edad para otra estrella –generalmente con una masa y composición química distintas a las del Sol– usará modelos estelares basados en este resultado fundamental y se tratará, por lo tanto, de una medición "relativa" al Sol, a diferencia de una medición absoluta e independiente como la que tenemos para nuestra estrella.
Finalmente, para entender en detalle la formación y posterior evolución de la Vía Láctea, y con ello de las galaxias en general, es requisito ineludible la producción de cédulas de identidad para una fracción representativa y de tamaño relevante de las estrellas que la habitan. Tenemos, efectivamente, que construir el Registro Civil de la Vía Láctea.
