Si identificamos una estrella y queremos conocer su edad, lo primero que tenemos que hacer es saber si está aislada o si forma parte de un cúmulo o de una asociación estelar, que son dos tipos de grupos que pueden contener desde centenares hasta millones de estrellas. Para determinar la edad, contamos con modelos teóricos que nos dicen cómo evolucionan las estrellas y qué propiedades físicas como la temperatura, la luminosidad y el radio tendrían dependiendo del tiempo que lleven existiendo.
El principal método para determinar edades es un medio muy gráfico que llamamos diagrama de color-magnitud. En el eje X ponemos el color de la estrella y en el eje Y colocamos la magnitud de su brillo. Las poblaciones estelares tienen un aspecto concreto según su edad, que se refleja en su posición en estos diagramas. Por eso es importante saber si la estrella está en un cúmulo o si está aislada. Si está en un cúmulo, lo más sencillo es dibujar el diagrama color-magnitud del cúmulo. La mayor parte de las estrellas estará en una línea diagonal del diagrama, que conocemos como secuencia principal. Pero en la parte superior, que es donde están las más luminosas, algunas estrellas se separan y presentan colores más rojos.
Esto, desde el punto de vista de la física, significa que esas estrellas han agotado el hidrógeno de su núcleo. La fusión de hidrógeno es lo que las alimenta y les da su energía durante la mayor parte de su vida. Durante esta etapa, las estrellas se encuentran en la secuencia principal en el diagrama de color-magnitud. Cuando el hidrógeno se agota comienzan a expandirse y a evolucionar hacia temperaturas más frías y colores más rojos.
La hipótesis de partida es que todas las estrellas del cúmulo se han formado al mismo tiempo, por lo que tienen la misma edad. Lo que ocurre es que no todas evolucionan de la misma forma. Cuanto más masiva es una estrella, la fusión del hidrógeno de su interior es más eficiente, por lo que queman su energía más rápido y lo agotan antes. Cuando esto sucede, las estrellas entran en una nueva fase de su evolución y abandonan la diagonal de la secuencia principal del diagrama de color-magnitud; es lo que conocemos como punto de giro. Según donde esté localizado este punto de giro, el cúmulo tendrá una u otra edad. Lo que medimos es la edad del cúmulo, pero, como partimos de la hipótesis de que todas se han formado a la vez, si tenemos la edad del cúmulo, tenemos la edad de cada una de sus estrellas, aunque no todas estén en la misma fase de su vida.
Si lo que queremos es saber la edad de una estrella aislada, los métodos dependen de lo lejos o cerca que esté. Si está muy lejos, podemos hacer muy poco. La solución es considerarla como parte de una población más amplia, aunque no sea un cúmulo. Una posibilidad sería pensar en parte del disco o el halo de la Vía Láctea como una población estelar y aplicarle el método del gráfico color-magnitud. El observatorio espacial Gaia nos permite definir mejor estas poblaciones, ya que permite identificar subgrupos de estrellas en el disco y el halo galácticos por moverse de manera conjunta.
Si la estrella está muy cerca, contamos con diferentes métodos. Uno de ellos consiste en buscar si en su espectro podemos detectar litio. El litio se acaba muy rápido, así que si una estrella muestra litio en su espectro nos indica que es muy joven. Otro método consiste en buscar oscilaciones en el brillo. Las estrellas no son esferas estáticas, sino que sufren expansiones y contracciones periódicas que hacen que cambie su brillo. Y existen misiones espaciales dedicadas a estudiar estas variaciones de brillo de las estrellas. Con eso y con modelos del interior estelar se puede enlazar el periodo de esas oscilaciones con la estratificación de capas del interior estelar. Y la estratificación de capas nos dice la edad de la estrella.
Y el último caso es el del Sol. Aquí tenemos un poco más de ayuda porque, además de poder estudiarlo con mucho detalle, somos capaces de datar la fecha de su formación gracias a la composición de los meteoritos. Antes de la formación del Sol, una explosión de supernova cercana liberó muchos elementos pesados que se incorporaron en la formación de nuestra estrella y de todo el Sistema Solar. Los meteoritos reflejan la composición química de esos elementos que liberó la supernova. La metodología se asemeja a la prueba del carbono 14. Como conocemos la composición química y la velocidad con la que decaen ciertos isótopos radiactivos, al estudiar la composición de los meteoritos podemos poner una edad máxima del Sol: tuvo que formarse con posterioridad a la supernova porque, de lo contrario, esta hubiera detenido la formación del sistema solar. Desafortunadamente, solo podemos alcanzar tanto nivel de detalle en el estudio del Sol.
Miriam García es doctora en Astrofísica e investiga las estrellas masivas en el Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)
Pregunta enviada vía email por Rosario Valenzuela Generoso
Coordinación y redacción: Victoria Toro
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