sábado, 17 de agosto del 2019 Fecha
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Nueva manera de mirar el Universo

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Ondas gravitacionales    ~    Comentarios Comments (4)

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Publicado en el Pais, apartado de Ciencia

Biografía íntima de la primera onda gravitacional

Un estudio reconstruye el origen remoto del primer ‘sonido’ del universo, hace más de 11.000 millones de años

Telescopios como el de la imagen (en Chile) ayudan a entender el origen del Universo.

Telescopios como el de la imagen (en Chile) ayudan a entender el origen del Universo. Fermilab

La historia de la primera onda gravitacional detectada por un experimento humano es casi tan antigua como el Universo. Así lo indica un estudio publicado hoy que reconstruye hasta su origen más remoto la señal captada en septiembre de 2015 por el Observatorio de Interferometría Láser de Ondas Gravitacionales (LIGO), uno de los descubrimientos más importantes de esta década.

Hace un siglo, Albert Einstein predijo que, de acuerdo con la teoría de la relatividad, los fenómenos más violentos del cosmos deberían producir intensos estallidos de energía que viajaría a la velocidad de la luz en forma de ondas gravitatorias. Estas ondulaciones curvan el espacio y el tiempo a su paso y se expanden en todas direcciones durante miles de millones de años. Pero detectarlas en la Tierra era imposible. El origen de estos fenómenos está tan lejos y sus señales atraviesan tanto espacio que al llegar al Sistema Solar son imperceptibles incluso con la tecnología más avanzada, pensó el genio alemán.

Ahora sabemos que se equivocó en el detalle y acertó, como siempre, en lo importante. La primera señal de ondas gravitatorias se captó en septiembre de 2015 y fue anunciada en febrero. La produjo la fusión de dos agujeros negros, cada uno unas 30 veces con más masa que el Sol, y sucedió hace unos 1.300 millones de años, cuando todos los terrícolas eran microbios incapaces de entender qué estaba pasando.

Comparison of merger rates and masses with O1 LIGO results.

El nuevo estudio, publicado hoy en Nature, aclara cómo se formaron esos dos agujeros negros. El trabajo lo firman cuatro científicos expertos en cosmología y relatividad computacional de la Universidad de Chicago y el Instituto de Tecnología de Rochester, ambos en EE UU, y la Universidad de Varsovia, en Polonia. Han creado un modelo informático que reconstruye la historia del universo y permite estimar qué tipo de cuerpos celestes podrían producir una señal como la detectada por LIGO. Para esto han necesitado usar Atlas, el mayor superordenador dedicado al estudio de ondas gravitacionales del mundo, y además algo de tiempo de computación de miles de PCs de ciudadanos interesados por la ciencia a través del proyecto Universe@home.

Ahora sabemos que Einstein se equivocó en el detalle y acertó, como siempre, en lo importante

 

Los resultados muestran que, para viajar hasta la semilla de la primera onda gravitacional, hay que remontarse a unos 2.000 millones de años después del Big Bang. En aquel universo adolescente se formaron dos estrellas que tenían cada una al menos 40 veces más masa que el Sol y que estaban peligrosamente juntas. Es lo que los astrónomos llaman un sistema binario, dos astros que orbitan el uno en torno al otro y que, con cada vuelta, recortan un poco la distancia que los separa.

Las dos estrellas estaban entre las más brillantes y grandes de todo el Universo, según J. J. Eldridge, físico de la Universidad de Auckland (Nueva Zelanda). El científico razona que, si los cálculos del estudio son correctos, estos dos astros contribuyeron a que el Universo saliese de la llamada Edad oscura, un paso fundamental en la línea de eventos que lleva hasta nosotros pues, de no haberse superado esta etapa no habría estrellas, galaxias ni vida.

Cuatro millones de años después de su nacimiento, un instante en términos cosmológicos, a una de las dos estrellas se le agotó el combustible. Su enorme núcleo se derrumbó sobre sí mismo creando un punto matemático de volumen cero y densidad infinita. Nada, ni siquiera la luz de su estrella compañera ni cualquier otra en todo el Universo era capaz de escapar a su atracción si se acercaba demasiado. Era un agujero negro de unas 30 masas solares. Pasado otro millón de años, su estrella compañera sufrió idéntica metamorfosis.

Ambos monstruos estaban separados por unos 34 millones de kilómetros, bastante menos distancia que un viaje espacial de la Tierra a Marte. Según los cálculos del estudio, la atracción gravitatoria entre ambos fue royendo centímetros a esa separación hasta que, 10.000 millones de años después, acabaron fundiéndose en un violento abrazo. La unión formó un gran agujero negro y liberó en fracciones de segundo toda la energía que cabría en tres estrellas como el Sol. Si alguien hubiese estado cerca, hubiera vivido una letal tormenta donde el espacio se estiró y se contrajo como un chicle y el tiempo osciló de forma caótica entre el pasado y el futuro.

Las ondas gravitacionales producidas por esta fusión siguieron avanzando hasta que, ya reducidas a una vibración menor que la milésima parte del diámetro de un protón, pasados 1.300 millones de años, fueron captadas por los haces de luz láser del experimento LIGO, instalados en Luisiana y Washington, con un pequeñísimo retardo que permitió determinar la región del universo desde la que llegaban. La noticia causó una enorme expectación que alcanzó las portadas de los mejores periódicos del mundo. Einstein era reivindicado una vez más, justo 100 años después de su predicción, y se abría una nueva era para la exploración y comprensión del cosmos. Si no es la mejor historia jamás contada, por lo menos es una de las más largas: 11.700 millones de años de principio a fin.

 

Mil fusiones al año

Una de las principales utilidades de los observatorios de ondas gravitacionales como LIGO o el europeo Virgo es reconstruir la evolución del universo. Permiten saber cómo y dónde nacen los agujeros negros, cómo se transforman y estimar cuántos hay en el universo observable. De hecho hasta ahora las observaciones de estos monstruos del cosmos, que influyen de forma fundamental en la evolución de todas las galaxias, incluida la nuestra, eran indirectas.

El objetivo ahora es ir sumando detecciones de ondas que aclaren todos estos asuntos. Según el estudio publicado hoy, se detectarán unas 1.000 fusiones de agujeros negros similares a las captadas hasta ahora cada año una vez que LIGO y el resto de observatorios alcancen su máxima sensibilidad.

La Limpia y Pulcra Vecina Galáctica de la Vía Láctea

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en El Universo asombroso    ~    Comentarios Comments (0)

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                                                     Imagen de ESO en Chile

 

Muchas galaxias están cargadas de polvo, mientras que otras, a veces, tienen rastros oscuros de opaco hollín cósmico arremolinándose entre el gas y las estrellas. Sin embargo, el objeto de esta nueva imagen, captada con la cámara OmegaCAM (instalada en el Telescopio de rastreo del VLT de ESO, en Chile) es poco común: la pequeña galaxia IC 1613, ¡es una maniática de la limpieza! IC 1613 contiene muy poco polvo cósmico, permitiendo a los astrónomos explorar su contenido con gran facilidad. Esto no es sólo una cuestión de apariencias: la limpieza de la galaxia es vital para comprender el universo que nos rodea.

 

 

http://cdn.eso.org/images/large/eso1603a.jpg

 

IC 1613 es una galaxia enana irregular en la constelación de la Ballena, situada cerca de la estrella 26 Ceti. Situada a 2,38 millones de años luz de la Tierra, se aproxima a nosotros a 234 km/s. Su magnitud aparente es 9,9. Fue descubierta en 1906 por Max Wolf.

IC 1613 es una galaxia enana de la constelación de Cetus (el monstruo marino). Esta imagen del VST muestra, con gran detalle, la poco convencional belleza de esta galaxia, con todas sus estrellas y el gas rosa brillante esparcidos.

El astrónomo alemán Max Wolf descubrió el débil resplandor de IC 1613 en 1906. En 1928, su compatriota, Walter Baade, utilizó un telescopio más potente, el Telescopio de 2,5 metros del Observatorio del Monte Wilson (California), para distinguir con éxito sus estrellas individuales. De estas observaciones, los astrónomos dedujeron que la galaxia debía estar muy cerca de la Vía Láctea, ya que sólo es posible resolver estrellas individuales en galaxias muy cercanas a nosotros.

Desde entonces, los astrónomos han confirmado que IC 1613 es, de hecho, un miembro del Grupo Local, una colección de más de 50 galaxias que incluye a nuestra galaxia, la Vía Láctea. La propia IC 1613 se encuentra a poco más de 2,3 millones de años luz de nosotros. Ha sido bastante estudiada debido a su proximidad y los astrónomos la han clasificado como una galaxia enana irregular que no cuenta con muchas de las características de otras galaxias enanas, como, por ejemplo, un disco estrellado.

Sin embargo, lo que le falta en forma, IC 1613 lo compensa en orden. Conocemos la distancia a IC 1613 con una gran precisión, en parte debido a los niveles inusualmente bajos de polvo que encontramos tanto dentro de la galaxia como a lo largo de la línea de visión desde la Vía Láctea – algo que permite hacer observaciones mucho más claras.

 

 

La galaxia enana IC 1613

 

La galaxia enana IC 1613. Image Credit: NASA/JPL-Caltech

 

La segunda razón por la que conocemos la distancia a IC 1613 con tanta precisión es que la galaxia tiene una notable cantidad de dos tipos de estrellas: estrellas variables Cefeidas y estrellas variables RR Lyrae. Ambos tipos de estrellas pulsan rítmicamente, creciendo de forma característica y aumentando su brillo a intervalos fijos.

Como sabemos por nuestra experiencia cotidiana en la Tierra, los objetos brillantes, como las bombillas o la llama de una vela, se ven más débiles cuanto más lejos están de nosotros. Los astrónomos pueden utilizar esta simple lógica para averiguar exactamente a qué distancia están las cosas en el universo -siempre y cuando sepan cuál es su brillo real, lo cual se denomina brillo intrínseco.

Las variables Cefeidas y RR Lyrae tienen la propiedad especial de que su período de brillo y oscurecimiento está relacionado directamente con su brillo intrínseco. Por lo tanto, midiendo la rapidez con la que fluctúan, los astrónomos pueden deducir su brillo intrínseco. Luego, pueden comparar estos valores con el brillo aparente medido y extrapolar a qué distancia deben estar para verse tan tenues.

Las estrellas con brillo intrínseco conocido pueden actuar como candelas estándar, como dicen los astrónomos, igual que una vela con un brillo específico actuaría como un buen indicador de intervalos de distancia basándonos en el brillo observado del parpadeo de la llama.

Usando candelas estándar (como las estrellas variables de IC 1613 y las explosiones de supernova de Tipo Ia, menos comunes, pero que pueden verse a mayores distancias cósmicas) los astrónomos han reconstruido una escala de distancias cósmicas, alcanzando zonas cada vez más profundas del espacio.

Hace décadas, IC 1613 ayudó a los astrónomos a deducir cómo utilizar estrellas variables para trazar la gran expansión del universo. No está mal para una galaxia pequeña y sin forma.

Fuente: Noticias de Prensa

Sabemos cómo evoluciona el Universo, observando las estrellas

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Hace algún tiempo que salió la noticia en los medios: “Un equipo de científicos europeos, entre ellos investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), ha hecho públicos los resultados de 30 años de investigación sobre la estrella hipergigante HR 8752, que han revelado el eslabón perdido en la evolución de este tipo de astros.Concretamente, han descubierto que, la región inestable conocida como Vacío Evolutivo Amarillo, puede cambiar profundamente la evolución de una estrella ya que, en estas tres décadas, HR 8752 ha aumentado de forma espectacular su temperatura superficial en 3.000 Kelvin (K) a su paso por esta región.”

Los resultados obtenidos venían a desvelar algunos misterios que antes, no tenían explicación.

La estrella hipergigante HR 8752 atravesando el Vacío Evolutivo Amarillo (YEV, por sus siglas en inglés) en una recreación artística. La gráfica muestra el aumento de temperatura que ha sufrido la superficie de la estrella en las últimas décadas. /© A.Lobel-ROB. SRON.
Informaron sobre el hallazgo y dieron los detalles: “Las hipergigantes –de las que solo se conocen 12 en la Vía Láctea–son las estrellas más luminosas que se conocen en la actualidad en el universo. Pueden llegar a ser hasta millones de veces más brillantes que el Sol y tener un tamaño de varios cientos de radios solares, con temperaturas superficiales de entre los 3.500 K y los 35.000 K. En concreto, HR 8752 es unas 250.000 veces más luminosa que el Sol y puede ser observada con prismáticos en la constelación del hemisferio norte de Casiopea.”
 Comparación entre los tamaños del Sol y VY Canis Majoris, una hipergigante. Se trata de la estrella roja más grande conocida. Cuando miramos la reseña de este tipo de estrellas, en casi cualquier sitio que podamos mirar nos dicen algo parecido a esto:
“Una hipergigante (hypergiant en inglés) es una estrella excepcionalmente grande y masiva, incluso mayor que una supergigante. Su masa puede ser de hasta 1000 veces la masa de nuestro Sol, próxima al límite máximo teórico, el cual establece que la cantidad de masa en una estrella no puede exceder las 120 M (masas solares). Este límite en masa está asociado a la luminosidad de Eddington, por el que estrellas más masivas simplemente no pueden estar en equilibrio al vencer la presión de radiación interna a la fuerza gravitacional: producirían tanta energía que se desprenderían de la masa en exceso de las 120 M. Aun así, algunas hipergigantes aparentan tener más de 100 M e, inclusive, haber tenido, inicialmente, entre 200 y 250 M, al contrario de lo que predicen las teorías actuales sobre la formación y evolución estelar.”
Eta Carinae, la estrella condenada
                                                  Eta Carinae y la nebulosa del Homúnculo en Expansión
Lo que más arriba se explica, es decir, que cuando una estrella tiene más de 120 masas solares, su propia radiación la podría destruir y, para evitarlo, eyecta material estelar al espacio evitando su propia destrucción.
Eta Carinae podría estar a punto de explotar. Pero nadie sabe cuándo -lo mismo podría ser mañana que tardar cientos de miles o millones de años- Eta Carinae es una de edsas estrellas masiva  – aproximadamente 100 veces mayor que nuestro Sol – hace que sea un excelente candidato para una supernova que sembrará el espacio interestelar de gas y polvo y materiales complejos del que, de nuevo, volverán a surgir estrellas y mundos. Los registros históricos muestran que hace unos 150 años Eta Carinae sufrió una explosión inusual que la convirtió en una de las estrellas más brillantes del cielo austral.
Eta Carinae, en la Nebulosa Keyhole, es la única estrella en la que actualmente se han detectado emisiones de luz LASER de manera natural. La imagen de arriba fue tomada en 1996, fue resultado de sofisticadas combinaciones de procesamiento de imágenes y los procedimientos diseñados para llevar a cabo nuevos detalles de la nebulosa que rodea a esta inusual estrella perdida entre las brumas del material que eyecta para evitar su muerte. Ahora son claramente visibles dos lóbulos, una región central caliente, y extrañas rayas radiales. Los lóbulos están llenos de carriles de gas y polvo que absorben la luz azul y ultravioleta emitida cerca del centro. Las rayas siguen sin explicación. ¿Estos indicios nos dicen cómo se formó la nebulosa? ¿ Sabremos algún día cuando Eta Carinae explotará?
Debajo de estas imágenes, en la prensa se pudio leer: “Descubierta una estrella monstruosa con 300 veces la masa del Sol, el astro rompe todos los récords y previsiones teóricas. Una estrella de 300 veces la masa de nuestro Sol es algo no sólo nunca visto hasta ahora sino también completamente inesperado para los astrónomos, que estimaban el límite máximo de masa en unas 150 veces la solar. Pero la han encontrado. Todavía se la conoce sólo por su anodino nombre oficial, R136a, y la han localizado unos científicos en la nebulosa Tarántula, de la galaxia vecina Gran Nube de Magallanes, a unos 165.000 años luz de distancia de la Tierra. “La existencia de un monstruo así, millones de veces más luminoso que el Sol, y perdiendo peso por los intensos vientos estelares, puede ayudarnos a responder una pregunta clave. ¿Cómo de masivas pueden ser las estrellas?”.
Una estrella enana roja que son las más abundantes del Universo y las que tienen mayor edad. Otra estrella como nuestro Sol, una estrella celeste claro supermasiva y otra última de dimensiones inconmensurables. Las estrellas que han sido profundamente estudiadas en todas sus variantes, formas y colores, tienen aún algunos secretos que tenenos que desvelar.
Alguna vez me he referido aquí a R. Leporis, que es un capricho estelar. En el espacio existen muchas estrellas que, de poder saber de ellas nos dejarían sumidos en el mayor de los asombros. Las hay de Carbobo como R. Lepori, de Circonio, de Litio, de Manganeso, de estroncio, de Helio, de bario, de manganeso-mercurio, de metales pesados, de silicio, de tecnecio, de neutrones, y… ¿por qué no podría incluso existir algunas de Quarks?

 

Aquí tenemos a R Leporis, una estrella de Carbono a la que se puso el nombre de la “Estrella Carmesí”, o, la “Gota de Sangre”.

R Leporis (R Lep / HD 31996 / HR 1607) es una estrella variable de la constelación de Lepus, cerca del límite con Eridanus. Visualmente es una estrella de un color rojo vívido, cuyo brillo varía entre magnitud aparente +5,5 y +11,7. Descubierta por John Russell Hind en 1845, es también conocida como Estrella carmesí de Hind.

A una distancia aproximada de 1100 años luz, R Leporis pertenece a la rara clase de estrellas de carbono, siendo su tipo espectral C6. En estas estrellas, los compuestos de carbono no permiten pasar la luz azul, por lo que tienen un color rojo intenso. En R Leporis la relación carbono-oxígeno estimada es 1,2, más del doble que la existente en el Sol. Tiene un radio entre 480 y 535 veces más grande que el radio solar, equivalente a 2,2 – 2,5 UA. Si estuviese en el centro del Sistema Solar, su superficie se extendería más allá de la órbita de Marte. Su temperatura superficial, extremadamente baja para una estrella, está comprendida entre 2050 y 2290 K. Brilla con una luminosidad entre 5200 y 7000 veces superior a la del Sol, siendo la mayor parte de la energía radiada como radiación infrarroja.
En la imagen podemos contemplar como algo que nos parece tan enorme como el Sol, puede quedar empequeñecido al lado de otros astros de cuya inmensidad ni podíamos imaginar que pudieran existir. Arriba Betelgeuse se exhibe presumida al lado de las otras estrellas que, siendo grandes y muy grandes, no piueden compararse a grandiosidad. Sin embargo, aún las hay mucho mása grandes que ella.
          Ahora es Antares la que se puede pavonear ante las demás

Del grupo destaca Antares, una supergigante M 1,5, 10 000 veces más luminosa que el Sol y con un diámetro que es probablemente más de 500 veces el del Sol. Nos contempla desde 520 a.l. de distancia y tiene una compañera enana. Su color es el rojo intenso.

Aldebaran, la estrella Alfa Tauri, es una Gigante K5. Aparentemente forma parte del grupo de estrella de las Hyades, aunque en realidad sólo está a 60 a.l., aprpoximadamente la mitad de la distancia del cúmulo.

Betelgeuse, la estrella Alfa Orionis, la décima más brillante del cielo, es una gigante tipo M2 que es una variable semirregular. Se dice que está a unos 400 a.l. de la Tierra y su luminosidad es 5000 veces superior a la del Sol pero, si se encuentra a la misma distancia de la Asociación de Orión (como algunos postulan), la luminosidad verdadera sería de 50 000 veces la del Sol. Su diámetro es cientos de veces el del Sol. Su brillo varía a medida que se expande y contrae en tamaño.

Arthurus es la estrella Alfa Boötis, magnitu -o,o4, la estrella más brillante al norte del ecuador celeste y la cuarta más brillante de todo el cielo. Es una gigante K 1 situada a 35 a.l.

Rigel, la estrella Beta Orionis de magnitud o,12 es una gigante B 8 siatuada a 1 400 a.l., su luminosidad es de unas 150 000 veces la del Sol, tiene una compañera de magnitud 6,8, que es a su vez una binaria espectroscópica.

Al lado de estas gigantes, el Sol y otras estrellas resultan minúsculos como podemos ver en la imagen y, sin embargo, ya sabemos todos la importancia que nuestro Sol tiene para hacer posible la vida en la Tierra.

¡No por pequeño se es insignificante! Ya sabéis: ¡Todo lo grande está hecho de cosas pequeñas!

      El grupo de tres estrellas gigantes Pismis 24-1 (CSIC).

Mucho antes de que Russell descubriera la estrella carmesí y Johannes Hevelius quedara fascinado por Mira, la estrella maravillosa, los astrónomos árabes se fijaron en una estrella de la constelación de Perseo que cambiaba de brillo cada tres días, con una pauta muy regular y acentuada. Los árabes escribieron una de las escasas páginas destacadas de la astronomía medieval, paliando de alguna manera la importante decadencia que sufrió esta ciencia en ese período en Europa y el Mediterráneo en el periodo comprendido entre Ptolomeo y Copérnico, que duró un milenio y medio.

Bueno, hablar aquí de las estrellas que conocemos bien y de sus historias resulta entretenido y nos enseña un poco de la historia estelar en objetos individuales y determinados que, por una u otra razón tienen destacadas razones para que los astrónomos se fijaran en ellos. Por ejemplo, de Eta Carinae (antes mencionada y cuya imagen tenéis arriba), es una variable irregular hipergigante, que llegó a ser la segunda estrella más brillante del cielo. Es una variable azul luminosa con magnitud absoluta de -10, y es clasificada oficialmente como una estrella S Doradus. Se encuentra dentro de un cúmulo de estrellas masivas y una masa estimada en 100 masas solares, en tiempos se llegó a creer que era la estrella más masiva de la Galaxia. El único espectro visible es el de la Nebulosa del Homúnculo que la rodea. Eta Carinae es una intensa fuente infrarroja y su importante pérdida de masa (alrededor de 0,1 masas solares por año) tiene asociadas energías próximas a las de algunas supernovas y, teniéndola a unos 8000 años-luz, lo mejor será estar vigilante, ya que, aunque son distancias inmensas…Nunca se sabe lo que un monstruo de ese calibre nos podría enviar.

Estrellas masivas como Eta Carionae, Betegeuse, Arthurus, Antares y tantas otras que ahora sabemos que existen nos llevan a saber que, cuando mueren, se pueden convertir en otros objetos distintos como, por ejemplo:

Estrellas de Neutrones

Estrellas que se forman a partir de estrellas amasivas (2-3 masas solares) cuando al final de sus vidas, agotado el combustible nuclear de fusión, quedan a merced de la Gravedad que no se ve frenada por la fusión nuclear, y, en ese momento, la estrella comienza a contraerse bajo su propio peso, de forma tal que, los protones y electrones  se funden y se convierten en neutrones que, al verse comprimidos tan violentamente, y, no pudiendo permitirlo por el principio de esclusión de Pauli, se degeneran y y hacen frente a la fuerza gravitatoria, consiguiendo así el equilibrio de lo que conocemos como estrella de nweutrones de intensom campo electromagnético y rápida rotación. Estos objetos, después de los Agujeros Negros, son los más densos que se conocen en el Universo, y, su masa podría pesar 1017 Kg/m3.

¿Estrella de Quarks?

Es hipotética, aún no se ha observado ninguna pero se cree que pueden estar por ahí, y, si es así, serían mucho más densas que las de neutrones, ya que, ni la degeneración de los neutrones podría parar la Fuerza de la Gravedad que sería frenada por los Quarks que también, son fermiones.

Si la estrella no es masiva, y tiene una masa como la del Sol, su final será la de convertirse en una ¡Estrella Enana Blanca!

Nuestro Sol es de esta clase de estrellas y, tampoco su densidad se queda corta, ya que, alcanzan 5 x 108 Kg/m3. Aquí, cuando la estrella implosiona y comienza a comprimirse bajo su propio peso por la fuerza de Gravedad, como ocurrió con la estrella de Neutrones, aparece el Principio de Exclusión de Pauli, el cual postula que los fermiones (los electrones son fermiones) no pueden ocupar el mismo lugar estando en posesión del mismo número cuántico, y, siendo así, se degeneran y hace que, la compresión de la estrella por la Gravedad se frene y vuelve el equilibrio que la convierte en estrellas enana blanca.

El fenómeno de convertirse en enana blanca ocurre cuando la estrella original tiene una mása máxima posible de 1,44 masas solares, el límite de Shandrashekar, si fuera mayor se convertiría en estrella de neutrones. Y, siendo mayor la masa de 3-4 masas solares, su destino sería un agujero negro.

Nos despediremos con estas bellas imágenes de sendas Nebulosas Planetarias como, un día lejano aun en el futuro, nos mostrará nuestro Sol al llegar al término de su vida. Ese será su final: Una bonita Nebulosa Planetaria con una estrella enana blanca en en el centro.

Claro que, tampoco ese será el final para el Universo en el que, nuevas estrellas seguirán naciendo para hacer posible que, mundos como la Tierra puedan, con su luz y su calor, hacer surgir formas de vida que, como la nuestra, pueda alcanzar la consciencia de Ser y, a partir de ahí… comenzará otra nueva aventura que será digna de contar.

emilio silvera