Somos, literalmente, polvo de Estrellas.

Muchas veces, cuando las personas interesadas nos hacen preguntas sobre Física o el Universo, quedan bastante contentas con las respuestas recibidas; otras veces las tenemos que dirigir a otras fuentes o expertos con mucho mayor conocimiento que nosotros; también hay veces en que la respuesta más honesta es "no lo sé, ni ahora mismo lo sabe nadie, aunque hay muchos científicos trabajando en el tema".

Pero hay otras veces en que la respuesta que damos se encuentra con miradas de absoluto escepticismo; lo cual es estupendo. Una pregunta que, en particular, nos han hecho muchas veces ha sido algo como "¿De qué estamos hechos? ¿De dónde sale la materia de nuestros cuerpos o del planeta?" La respuesta rápida es, parafraseando si se nos permite, a Carl Sagan: Somos polvo de estrellas. Y nos responden muy acertadamente "Ya, ya, eso es fácil decirlo... pero cómo es eso posible?" Este artículo busca responder de manera sencilla, pero formal, a cómo es esto posible.

¿De qué está hecho todo?

Cuando miras el mundo a tu alrededor, desde las montañas hasta el dispositivo donde lees estas palabras, es fácil olvidar algo asombroso: todo está hecho de los mismos ingredientes básicos que componen las estrellas. Pero ¿cómo llegamos a tener una tabla periódica completa a partir del hidrógeno y el helio, los únicos elementos formados en el Big Bang? Aquí exploraremos cómo las estrellas, a lo largo de sus vidas, actúan como hornos cósmicos que transforman los elementos y los esparcen por el universo.

El Big Bang: los primeros elementos

Hace 13.800 millones de años, en los primeros minutos del universo, nacieron los elementos más ligeros: hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de litio. En este escenario inicial, las temperaturas eran tan altas que los núcleos de los átomos podían formarse, pero el universo se enfrió rápidamente, dejando el resto del trabajo a las futuras estrellas.

El horno estelar: del hidrógeno al hierro

Vista idealizada de las capas de combustión en una
estrella antes de convertirse en Supernova

Las estrellas nacen a partir de gigantescas nubes de hidrógeno. Cuando su gravedad comprime el gas hasta alcanzar temperaturas de millones de grados, comienza la fusión nuclear: núcleos de hidrógeno se combinan para formar helio, liberando enormes cantidades de energía.

En estrellas más grandes, la fusión no se detiene en el helio. A medida que agotan su combustible, las estrellas generan elementos cada vez más pesados, como carbono, oxígeno y hasta hierro. Esta alquimia inicial es el primer paso en la creación de la diversidad de elementos que forman el universo, pero no es suficiente para explicar los elementos más pesados debido a que el hierro es un punto límite. Fusionarlo no libera energía sino que la necesita, lo que marca el final de esta etapa productiva en la vida de una estrella.

Supernovas y Estrellas de Neutrones: los alquimistas cósmicos

Cuando una estrella masiva agota su combustible, el equilibrio entre la gravedad y la presión de la fusión se rompe, lo que da lugar a una explosión colosal: una supernova. Estas explosiones son lo suficientemente energéticas como para fusionar elementos más pesados que el hierro, como oro, plata y uranio en un proceso llamado síntesis rápida o r-process.

Colisión de Estrellas de Neutrones
(interpretación artística de la NASA)

Aunque durante mucho tiempo se creyó que las supernovas eran las principales creadoras de elementos pesados, investigaciones recientes han confirmado que las colisiones de estrellas de neutrones desempeñan un papel mucho más importante en este proceso. En esas catástrofes, cantidades inimaginables de materia son expulsadas al espacio, sembrando el cosmos con los ingredientes para futuros planetas y sistemas solares.

Ahora sabemos con seguridad que la gran mayoría de los elementos pesados creados en la síntesis rápida o r-process vienen de las colisiones de estrellas de neutrones y no de las explosiones de supernovas.

El canto del cisne químico de las estrellas moribundas

Pero no todos los elementos más allá del hierro se crean en explosiones o colisiones. En estrellas de masa intermedia que están en sus últimas etapas de vida, tiene lugar un proceso más tranquilo pero igualmente importante: la síntesis lenta, o s-process.

En este proceso, los núcleos atómicos capturan neutrones uno a uno durante miles o incluso millones de años. Estos neutrones adicionales hacen que los átomos se vuelvan inestables, y eventualmente se transforman en elementos más pesados. Así se forman elementos como el estroncio, el bario, el molibdeno o el renio, tan habituales en la tecnología moderna, que no podrían generarse en supernovas o colisiones de estrellas de neutrones. En sus últimos suspiros, estas estrellas dejan un legado químico único, enriqueciéndose a sí mismas y al universo con elementos esenciales para la vida y la tecnología.

Tabla Periódica del Origen de los Elementos: Big Bang, Rayos Cósmicos, Estrellas de
Neutrones en colisión, Supernovas de Estrellas Gigantes o Enanas Blancas, Estrellas
Pequeñas apagándose poco a poco... Somos, literalmente, polvo de estrellas.

Nosotros y las estrellas, un único origen

Cada átomo de tu cuerpo tiene una historia cósmica. Los átomos de hidrógeno en el agua que bebes nacieron en el Big Bang. El oxígeno que respiras y el calcio en tus huesos fueron forjados en los núcleos de estrellas que vivieron y murieron hace miles de millones de años.

Las estrellas no solo iluminan el cielo; son las alquimistas del universo, responsables de los elementos que hacen posible la vida. Cada vez que mires al cielo nocturno, recuerda que en ese tapiz de luz están las historias de nuestras moléculas, los cimientos de nuestra existencia y la promesa de nuestro lugar en el cosmos.

La distancia a las estrellas

Mirar al cielo nocturno es contemplar un lienzo de luces situado a una distancia que durante siglos fue un misterio inescrutable. Las estrellas, esos puntos titilantes, parecían estar fijas en una cúpula celeste mágica a alguna "altura" desconocida. Pero, ¿cómo se logró romper esa ilusoria frontera y medir cómo de lejos se encuentran realmente las estrellas? Este es el relato de un hito en la historia de la Astronomía: el descubrimiento de cómo medir la distancia a las estrellas.

El reto de medir distancias en el cielo

Durante siglos los astrónomos intentaron determinar las distancias a las estrellas utilizando el paralaje estelar, un método que aprovecha el movimiento de la Tierra alrededor del Sol para observar pequeños desplazamientos en la posición aparente de una estrella frente al fondo estelar más lejano. Sin embargo, estas variaciones son tan diminutas que los instrumentos antiguos eran incapaces de detectarlas. El obstáculo principal era la precisión de los telescopios y no fue sino hasta bien entrado el siglo XIX cuando los avances en óptica y métodos de observación permitieron llevar este método a la práctica.

Método del paralaje estelar

Friedrich Bessel y la estrella 61 del Cisne

El momento clave llegó en 1838, cuando Friedrich Wilhelm Bessel, matemático y astrónomo prusiano, logró medir la distancia a una estrella: en concreto a 61 del Cisne. Esta estrella doble era una candidata ideal porque su movimiento propio, su desplazamiento aparente en el cielo, (ver artículo anterior) era notablemente rápido, lo que sugería que la estrella estaba relativamente cerca.

Bessel utilizó el heliómetro de Fraunhofer (sí, el mismo físico conocido por las Líneas de Fraunhofer y muchas otras aportaciones a la Ciencia), un instrumento que permitía medir ángulos con una precisión extraordinaria. Durante meses, registró cómo cambiaba la posición aparente de la estrella en función de la órbita terrestre. Finalmente, calculó que el paralaje de 61 del Cisne era de 0,314 segundos de arco, lo que situó a la estrella a unos 10,3 años luz de distancia. Éste fue el primer cálculo exitoso de la distancia a una estrella más allá del Sol.

Este resultado confirmó además, por primera vez, la hipótesis de Giordano Bruno sobre la inmensidad del universo y la posibilidad de que las estrellas fueran soles lejanos con planetas habitables orbitando a su alrededor. 

Bruno, Fraunhofer y Bessel en una representación de ChatGPT,
basada en retratos disponibles de los tres científicos. 

El Parsec

Gráfico de definición de Parsec

Aprovecharemos ahora para recordar que muchas veces los astrónomos no miden las distancias en años-luz sino en parsecs. Con lo que hemos comentado en el párrafo anterior ahora podemos entender perfectamente qué es eso del parsec: Un parsec es la distancia a la cual se situaría una estrella que en una UA (unidad astronómica: distancia media de la Tierra al Sol) describiera un PARalaje de un SEGundo de arco (SECond en inglés), de ahí par-sec.

De esta forma un PAR-SEC es el equivalente a 3.26 años luz o 30 856 804 799 935 500 metros.

El uso del parsec nace de forma natural del método de Bessel, así la distancia se puede calcular simplemente como el recíproco (o inverso) del ángulo en segundos de arco. Por ejemplo si el ángulo medido es 0.4 segundos de arco, el objeto estará a 1 / 0.4 = 2.5 parsecs.

Otras estrellas cercanas

Tras el logro de Bessel, otros astrónomos también midieron distancias estelares. En el mismo periodo, Thomas Henderson determinó el paralaje de Alfa Centauri, nuestro sistema estelar vecino: 0,75 segundos de arco, lo que resultó en una distancia de 4,3 años luz hasta nosotros, siendo el sistema estelar más cercano a la Tierra. Friedrich Struve midió la distancia hasta Vega y la situó a unos 25 años luz de distancia. Cada nueva medida confirmaba que las estrellas estaban a distancias inconcebibles para los estándares terrestres. Y apenas se estaban midiendo las distancias a las estrellas más inmediatas.

La relevancia de medir distancias

El trabajo de Bessel abrió las puertas a una nueva era en astronomía. Saber cuan lejos están las estrellas no solo nos da una idea de las dimensiones del Cosmos, sino que también nos permite calcular sus luminosidades reales, tamaños y otras propiedades físicas.

Hoy en día, con misiones como la europea GAIA, que mapea la Vía Láctea con una precisión sin precedentes, seguimos ampliando nuestro conocimiento sobre las distancias estelares. Sin embargo, el método del paralaje sigue siendo la piedra angular de este esfuerzo, tal como lo demostró Bessel hace casi dos siglos.

Recreación artística del Satélite GAIA de la ESA

Conclusión

El viaje para medir la distancia a las estrellas es un ejemplo de cómo la humanidad ha superado límites técnicos y conceptuales para desentrañar los misterios del universo. Desde los modestos instrumentos de Bessel hasta los sofisticados satélites actuales, seguimos mirando al cielo con la misma pregunta fundamental: ¿cómo de lejos están las estrellas? 

Tanto para ésta como para el resto de las preguntas que nos hacemos los curiosos, recordad que estos artículos son tan solo una introducción; Internet está lleno de recursos magníficos para profundizar en cualquier tema de vuestro interés. No desaprovechéis el acceso al conocimiento del que ninguna otra generación de apasionados por la Ciencia pudo gozar.

Y recuerda también que cada vez que alzamos la vista al cielo nocturno, no solo contemplamos las estrellas, sino también el legado de siglos de ingenio humano que nos permite comprender su lugar en el Cosmos.

Las estrellas están fijas en el Cielo ¿Seguro? Arturo y el movimiento propio.

Desde nuestro punto de vista en la Tierra, las estrellas parecen fijas, como si estuvieran clavadas en una inmensa cúpula celestial. Durante siglos esta aparente estabilidad alimentó la creencia en la inmutabilidad de las estrellas, de la que solo se salvaban las llamadas "estrellas errantes" (planetes asters en griego, origen de la palabra planeta). Sin embargo, una mirada más atenta y la paciencia de los astrónomos revelaron un hecho asombroso: las estrellas se mueven. No solo giran en torno al centro de la Vía Láctea, sino que también tienen trayectorias propias, visibles a lo largo de enormes períodos de tiempo. Pero, ¿por qué no podemos apreciarlo a simple vista? La respuesta está en las inmensas distancias que nos separan de ellas y en la escala del movimiento aparente, tan diminuto que solo se vuelve evidente con herramientas precisas o mediante observaciones que abarcan siglos.

En este artículo exploraremos cómo se descubrió el movimiento propio de las estrellas, centrándonos en el caso de Arturo (Arcturus), un astro que desafió nuestras percepciones y marcó un hito en la historia de la astronomía.

Movimiento propio: cuando las estrellas se desplazan

El concepto de movimiento propio describe el cambio aparente en la posición de una estrella en el cielo con respecto al fondo de estrellas más lejanas. Este desplazamiento, medido en segundos de arco por año, es el resultado combinado de la velocidad de la estrella en el espacio respecto al Sol y de su proximidad relativa a la Tierra.

Apariencia del "Carro" de la Osa Mayor
hace 100,000 años, en la actualidad y
dentro de 100.000 años. Gráfico de
Astronomía Recreativa, Perelman.

Por ejemplo, las estrellas más cercanas, como las del sistema de Alfa Centauri, tienen movimientos propios perceptibles en plazos de pocos años debido a su relativa proximidad. En cambio, estrellas más distantes muestran cambios tan ínfimos que su desplazamiento aparente tarda siglos en notarse.

Una analogía visual puede ayudarnos a comprenderlo: imagina un avión volando a gran altura. Aunque se desplaza rápidamente, desde el suelo parece avanzar muy despacio debido a la enorme distancia. Algo similar ocurre con las estrellas: su movimiento propio puede ser considerable, pero las distancias hacen que su avance aparente sea casi imperceptible.

Un dato curioso: el movimiento propio más rápido conocido pertenece a la estrella de Barnard, que se desplaza a una velocidad de 10.3 segundos de arco por año. Sin embargo, este descubrimiento llegó mucho después del caso de Arturo.

El caso de Arturo: la primera estrella que desafió su "fijeza"

En 1718, Edmund Halley descubrió el movimiento propio de las hasta entonces supuestas estrellas fijas tras comparar las medidas astrométricas de su época con las dadas por Ptolomeo en su Almagesto. Se percató de que las estrellas Aldebarán, Arturo y Sirio se habían desplazado significativamente, en el caso de Sirio hasta 30 arcmin en sentido sur —lo que supone una distancia similar al diámetro lunar aparente— en unos 1800 años.

Las características particulares de Arturo facilitaron las observaciones de Halley: Arturo (o Alfa del Boyero, α Boo) es una gigante naranja, la cuarta estrella más brillante del firmamentos y está tan solo a algo menos de 37 años luz de distancia; lo que causa que su movimiento aparente sea mayor que el de otras estrellas más lejanas y fácil de observar y comparar con datos antiguos.

Comparativa de tamañao entre Arturo, el Sol y otras estrellas.

Este hallazgo fue revolucionario. Hasta entonces, se creía que las estrellas eran eternas e inmutables, una idea que había perdurado desde la cosmología aristotélica. El descubrimiento del movimiento propio desafió esta noción y abrió la puerta a nuevas preguntas sobre la dinámica de las estrellas y nuestra comprensión del Cosmos.

En realidad, como ocurre casi siempre, este movimiento "propio" ya había sido sospechado por algunos astrónomos de la antigüedad, al menos desde el siglo V. Mencionemos también que para identificar este movimiento "propio" Halley tuvo que tener en cuenta los movimientos "impropios" es decir, aquellos  movimientos aparentes debidos al movimiento de la Tierra: precesión y nutación del eje terrestre,  principalmente.

El movimiento propio de una estrella depende de dos factores: su velocidad en el espacio y su distancia a nosotros. Para poner esto en perspectiva, considera que Arturo está a unos 37 años luz de la Tierra y, aunque se mueve a una velocidad relativa de unos 122 kilómetros por segundo, su desplazamiento en el cielo apenas es perceptible sin instrumentos adecuados. A lo largo de una vida humana, el movimiento aparente de la mayoría de las estrellas es tan pequeño que pasa desapercibido.

De Halley al presente: una nueva perspectiva del Cosmos

El descubrimiento del movimiento propio tuvo un impacto profundo en la visión del universo. En la época de Halley, este fenómeno contribuyó a que las teorías dinámicas del cosmos, como la idea de un universo en constante cambio, ganaran aceptación frente a la visión estática que había dominado durante siglos. Una grieta más se había abierto en la inmutabilidad de las esferas celestes donde supuestamente habitaban los dioses de turno.

Hoy, contamos con herramientas avanzadas como el telescopio espacial Gaia de la ESA, que mide con precisión los movimientos propios de millones de estrellas. Gracias a estas observaciones, los astrónomos pueden trazar las trayectorias de las estrellas en tres dimensiones y reconstruir el pasado y el futuro dinámico de nuestra galaxia.

La Vía Láctea según mapa que muestra el brillo y color de 1,800 millones de estrellas observadas por ESA Gaia

Conclusión

El movimiento propio de las estrellas, lejos de ser un simple detalle técnico, es una ventana a la dinámica y la complejidad del Universo. Desde el hallazgo de Halley hasta las observaciones modernas, Arturo y otras estrellas nos han enseñado que el cosmos está en constante cambio, aunque sus ritmos superen con creces nuestras escalas humanas de tiempo. La próxima vez que contemples el cielo nocturno, recuerda que esos puntos de luz están en un viaje continuo, y que nuestra paciencia como observadores y nuestra pasión por conocer como humanos son la clave para desentrañar sus secretos.