La suerte es que esto no sucederá. En verdad,
no puede
suceder. La más brillante de las estrellas del binario Alpha Centauro sólo tiene aproximadamente la masa del Sol y no puede estallar como una supernova gigante, ni como una especie de supernova, del mismo modo que nuestro Sol es incapaz de hacerlo. Lo máximo que Alfa Centauro puede hacer es convertirse en un gigante rojo, lanzar al espacio parte de sus capas exteriores como una nebulosa planetaria y contraerse entonces para convertirse en una enana blanca.
No sabemos cuándo sucederá eso, pues desconocemos su edad, pero no puede ocurrir antes de que se convierta en gigante rojo, y aunque eso comenzara a ocurrir mañana, probablemente permanecería en el estado de gigante rojo durante un par de millones de años.
¿Cuál es, entonces, la distancia más corta a la que podríamos encontrar posiblemente una supernova?
Para comenzar, hemos de buscar una estrella masiva; una que posea 1,4 veces la masa del Sol, como mínimo absoluto, y una que sea considerablemente más masiva que todo eso, si deseamos un espectáculo realmente importante. Estas estrellas masivas no son corrientes y ése es el motivo principal por el cual las supernovas no son tampoco más corrientes que ellas. (Se estima que en una galaxia del tamaño de la nuestra puede haber una supernova aproximadamente cada ciento cincuenta años como promedio, y, como es natural, probablemente pocas de ellas estarán situadas ni siquiera a una distancia moderada.
La estrella masiva más cerca de nosotros es Sirio, que posee 2,1 veces la masa de nuestro Sol y se halla a una distancia de 8,63 años luz, justamente unas dos veces la distancia del Alfa Centauro. Incluso con esa masa, Sirio no es capaz de producir una supernova verdaderamente espectacular. Algún día estallará, es cierto, pero será más bien un disparo de fusil y no de cañón. Además, Sirio se halla en la secuencia principal. A causa de su masa, su tiempo de vida total en esa secuencia principal sólo llegará a unos quinientos millones de años de los que ya han pasado claramente algunos. Lo que queda, más el estado de gigante rojo, debe significar, sin embargo, que la explosión tardará todavía algunos centenares de millones de años, en caso de que se produzca.
Por consiguiente, lo que hemos de preguntarnos es cuál es la estrella masiva más cercana que esté ya en el nivel de gigante rojo.
El gigante rojo más cercano es Scheat, en la constelación de Pegaso. Se halla únicamente a unos 160 años luz de distancia y su diámetro alcanza unas ciento diez veces el del Sol. No conocemos su masa, pero si su anchura actual es la máxima que conseguirá, su masa excede poco la del Sol y no pasará al estado de supernova. Por otra parte, si tiene una masa superior a la del Sol, y está dilatándose todavía, su estado de supernova queda todavía muy lejano.
El gigante rojo auténtico más cercano es Mira, en la constelación de Cetus. Tiene un diámetro cuatrocientas veinte veces superior al del Sol, de modo que, si imagináramos situarlo en lugar de éste, su superficie llegaría hasta los más lejanos confines del cinturón de asteroides. Su masa debe ser considerablemente superior a la del Sol, y se encuentra a una distancia aproximada de 230 años luz.
Hay tres gigantes rojos que son mayores todavía y no están mucho más lejanos. Son Betelgeuse, en Orión; Antares, en Escorpio, y Ras Algethi, en Hércules. Cada uno de ellos se halla aproximadamente a 500 años luz de distancia.
Entre ellos Ras Algethi tiene un diámetro quinientas veces superior al del Sol, y Antares, seiscientos cincuenta veces superior al del Sol.
Si imaginásemos Antares en el lugar del Sol, con su centro situado en el centro del astro rey, su superficie llegaría más allá de la órbita de Júpiter.
Betelgeuse no tiene un diámetro fijo, pues parece palpitar. Cuando está en su período menor, no es mayor que Ras Algethi, pero puede dilatarse a un máximo de setecientas cincuenta veces el diámetro del Sol. Si imaginásemos a Betelgeuse en el lugar del Sol, su superficie, como máximo, llegaría a medio camino entre Júpiter y Saturno.
Es probable que Betelgeuse sea el más masivo de estos gigantes rojos cercanos y su pulsación puede ser un signo de inestabilidad. En ese caso, es posible que de todas las estrellas razonablemente cerca de nosotros, ésa sea la más próxima de convertirse en supernova y el colapso.
Otra indicación de eso es el hecho de que las fotografías de Betelgeuse, tomadas en 1978 en la escala de luz infrarroja (luz con ondas más largas que las de la luz roja y, por tanto, incapaces de afectar la retina del ojo), muestran que la estrella está rodeada por una enorme nube de gas unas cuatrocientas veces el diámetro de la órbita de Plutón alrededor de nuestro Sol. Puede ser que Betelgeuse ya esté empezando a arrojar materia en el primer nivel de conversión a supernova.
Sin conocer su masa, no podemos predecir lo brillante que podría ser la supernova Betelgeuse, pero alcanzaría un tamaño respetable. Lo que podría no tener en brillo intrínseco podría compensarlo por hallarse tan sólo a un tercio de distancia de la supernova Vela. Por tanto, cuando se produzca, podría ser más brillante que la supernova de 1006, y rivalizar, quizá, con la supernova Vela. Los cielos podrían iluminarse con una especie de luz lunar y la Tierra ser bombardeada con una mayor concentración de intensa radiación que la que ha experimentado desde la supernova Vela hace 11.000 años.
Ya que el
Homo sapiens,
y la vida en general, parecen haber sobrevivido fácilmente a la supernova Vela, quedan esperanzas de que también podrían sobrevivir a la supernova Betelgeuse
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Todavía no se puede calcular el tiempo exacto en que la Betelgeuse podría alcanzar el punto de explosión. Es posible que su diámetro variable presente sea una indicación de que está a punto de colapso y de que cada vez que lo inicia la temperatura en aumento que lo acompaña se recupera. Podemos suponer que un colapso llegará tan lejos que marcará el momento de la explosión. Esa posibilidad puede retrasarse siglos; por otra parte, podría ser mañana. De hecho, Betelgeuse puede haber explotado hace ya cinco siglos y la onda de radiación, que habrá estado viajando hacia nosotros durante todo ese tiempo, puede alcanzarnos mañana.
Aunque una supernova Betelgeuse es lo peor que podemos esperar en un futuro razonablemente cercano, si nos convencemos de que se presentará como un espectáculo fascinante, pero sin peligro grave, todavía no estamos seguros en cuanto a explosiones estelares se refiere.
Un futuro algo más distante puede acarrearnos mayores peligros mucho antes de que llegue el momento de la muerte de nuestro Sol.
Después de todo, la actual situación no es permanente. Cada estrella, incluyendo nuestro Sol, se mueve sin cesar. Nuestro Sol se traslada continuamente hacia nuevos parajes, y esos parajes también cambian sin interrupción.
Con el tiempo, esos cambios es posible que puedan llevar a nuestro Sol a las proximidades de una estrella gigante que estalle para convertirse en supernova, justamente cuando pase por nuestro lado. El hecho de que la supernova Betelgeuse sea lo peor que podamos temer en este momento no es indicación de una seguridad eterna; es tan sólo un accidente momentáneo.
Sin embargo, semejante catástrofe producida por una estrella cercana no es fácil que suceda durante mucho tiempo. Como ya he señalado, las estrellas se mueven lentamente en comparación con las enormes distancias que hay entre ellas, y pasará mucho tiempo antes de que las estrellas que ahora están distantes de nosotros se acerquen de manera notable.
El astrónomo americano Carl Sagan (1935-) calcula que una supernova puede explotar dentro de 100 años luz de nosotros en intervalos de setecientos cincuenta millones de años. Si es así, semejantes explosiones cercanas pueden haber tenido lugar quizá seis veces en la historia del Sistema Solar, y pueden ocurrir nueve veces hasta ahora, más antes de que el Sol salga de la secuencia principal.
Sin embargo, ese acontecimiento no puede sorprendernos. No es difícil fijar las estrellas que se nos están acercando. Podemos distinguir una estrella gigante rojo incluso a una distancia considerablemente superior a los 100 años luz. Es probable que sepamos que va a producirse una explosión de esa magnitud con un período de aviso previo de por lo menos un millón de años y tendremos tiempo para adoptar nuestras precauciones y hacer planes para aminorar o evadir los efectos de la explosión.
La siguiente pregunta es como sigue: ¿Podemos confiar plenamente en nuestro Sol? ¿Podría fallar alguna cosa mientras el Sol se halla todavía en la secuencia principal? ¿Podría fallar algo en un futuro próximo, sin previa advertencia, de modo que quedáramos sin defensas ni tiempo para desarrollarlas suponiendo que las tuviéramos?
A menos que exista algún gran error en nuestras teorías presentes respecto a la evolución estelar, no puede suceder nada inesperado muy grave en relación con el Sol. Como es ahora, así ha sido durante mucho tiempo, y así permanecerá por un largo período. Cualquier cambio en su comportamiento tendrá que ser tan pequeño que resultará inconsecuente en la escala solar.
Pero, ¿esas variaciones inconsecuentes a escala solar no podrían resultar desastrosas a escala terrestre? Claramente, sí. Una leve agitación en la conducta del Sol puede que no represente nada para el astro, y podría ser inobservable si el Sol se viese desde la distancia de las estrellas aún más próximas. Sin embargo, el efecto de tan pequeño cambio sobre la Tierra podría bastar para alterar drásticamente sus propiedades, y si la convulsión anormal durara el tiempo suficiente, podría caer sobre nosotros una auténtica catástrofe.
Después de todo, la vida, tal como nosotros la conocemos, es más bien una cosa frágil a escala cósmica. No se requiere, un cambio muy grande en la temperatura para hacer hervir los océanos o para helarlos, y en ambos casos hacer imposible la vida. Unos cambios relativamente pequeños en la conducta solar bastarían para producir uno de esos extremos. Por consiguiente, se deduce que, para que la vida continúe, el Sol debe brillar únicamente con variaciones muy pequeñas, cuanto más, en su estado general.
Puesto que la historia de la vida ha continuado durante más de tres mil millones de años, hasta donde podemos deducir, tenemos la esperanzadora seguridad de que el Sol es, en realidad, una estrella en la que se puede confiar. Sin embargo, el Sol podría ser suficientemente constante para permitir la vida en general, pero con la suficiente inconsecuencia para hacerle soportar terribles pruebas. La historia de la vida registra épocas en las que hubo catástrofes biológicas, y no podemos estar seguros de que el Sol no sea el responsable de ellas. Más adelante examinaremos esta cuestión.
Si nos limitamos a los tiempos históricos, el Sol ha parecido perfectamente estable, por lo menos a los observadores casuales y a los astrónomos que disponían de instrumentos menos sofisticados que los que tenemos hoy en día. ¿Nos engañamos al suponer que esto continuará?
Un modo de deducirlo es a base de observar otras estrellas. Si todas las otras estrellas son constantes en su brillo, ¿por qué no podríamos suponer que también nuestro Sol será así, sin excederse nunca al proporcionarnos más o menos radiación?
Sin embargo, es un hecho que pocas estrellas visibles a simple vista
sean
constantemente brillantes, sino que varían, presentándose más débiles algunas veces y más brillantes otras. Entre estas estrellas podemos citar Algol, en la constelación de Perseo. Ningún astrónomo de los tiempos antiguos o medievales parece haberse referido a su variabilidad, quizás a causa de la creencia griega respecto a la invariabilidad de los cielos. Sin embargo, hay evidencia indirecta de que los astrónomos pueden haberse dado cuenta de su alteración, aunque no les gustase hablar de ello. Se solía representar a Perseo en la constelación, sosteniendo la cabeza de Medusa decapitada, el monstruo demoníaco cuyo cabello eran serpientes vivas, y cuya mirada fatal convertía en piedra a los hombres. Se representaba a Algol con la figura de esa cabeza, y, en consecuencia, era llamado algunas veces «la estrella del diablo». El vocablo Algol es una distorsión del arábigo
al ghul
que significa el demonio.
Uno se siente inclinado a suponer que los griegos estaban demasiado preocupados por la variabilidad de Algol para referirse abiertamente a ese hecho de otra manera que exorcizándola al convertirla en demonio. El hecho de su variabilidad fue observada explícitamente, por vez primera, el año 1669 por el astrónomo italiano Geminiano Montanari (1632-1687). En 1782, un sordomudo de dieciocho años, el astrónomo holandés-inglés John Goodricke (1764-1786), demostró que la variabilidad de Algol era absolutamente regular, y previo que no era en realidad variable. En lugar de ello, sugirió, Algol tenía como compañera una estrella débil que la rodeaba y que periódicamente la eclipsaba en parte. Según resultó, Goodricke tenía toda la razón.
Sin embargo, con anterioridad, en 1596, el astrónomo alemán David Fabricius (1564-1617) había observado una estrella variable mucho más notable de lo que Algol resultó ser. Era Mira, la estrella que he mencionado anteriormente como una casi gigante rojo. «Mira» proviene de una palabra latina que significa «causa de maravilla», y así era, pues su brillo varía muchísimo más de lo que hace Algol, volviéndose algunas veces tan débil que resulta invisible a simple vista. Mira ha tenido también un período mucho más largo y más irregular de variaciones que Algol. (De nuevo es de suponer que esto se notaría, pero quedaría deliberadamente ignorado por ser demasiado inquietante para ser aceptado.)
Podemos ignorar estrellas como Algol, que sufren eclipses y que únicamente
parecen
variar en luz. Su caso no indica ninguna señal de variabilidad desastrosa en una estrella como el Sol. Podemos también ignorar las supernovas que sólo ocurren en las convulsiones de una estrella que soporta su colapso final, y las novas corrientes, que son estrellas enanas blancas que ya han sufrido el colapso y están absorbiendo una cantidad de materia anormal de una estrella compañera normal.
Todo eso deja a las estrellas como Mira o Betelgeuse que son «estrellas intrínsecamente variables»; es decir, estrellas que varían en su emisión de luz a causa de los cambios cíclicos de su estructura. Palpitan, en algunos casos regularmente, y en otros de manera irregular, con un enfriamiento creciente, pero mayores en el momento de expansión de su ciclo, y más caliente, pero menores en el momento de contracción.