miércoles, 18 de septiembre del 2019 Fecha
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¿Existen las Estrellas de Quarks? Es posible

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Estrellas masivas    ~    Comentarios Comments (2)

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“Se han descubierto dos posibles candidatos a estrellas de quarks, RX J1856.5-3754 y 3C58Inicialmente catalogadas como estrellas de neutrones, la primera parece más pequeña y la segunda más fría de lo que deberían ser, lo que sugiere que pueden estar compuestas por un material de mayor densidad que la materia degenera. No obstante, los resultados no son concluyentes. Recientemente, un tercer objeto, denominado XTE J1739-285, también ha sido propuesto como posible candidato.”
CXC, NASALargerx-ray image.

RX J1856.5-3754 appears
to be too small to be a
neutron star (more.)

“El término estrella de quarks o estrella extraña,es usado para denominar un tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.”
Dibujo20130725 quark star versus neutron star
“Nadie sabe si las estrellas de quarks existen, pero se publicó en Science un artículo que muestra cómo distinguirlas de las estrellas de neutrones cuando están en un sistema binario y emiten radiación como un púlsar de milisegundos. Una estrella compacta en rápida rotación emite pulsos de radiación de forma periódica debido a su intenso campo magnético. Los sistemas binarios formados por dos púlsares han permitido verificar de forma indirecta la existencia de ondas gravitatorias gracias a la reducción de su periodo de emisión. Kent Yagi y Nicolás Yunes (Univ. Estatal de Montana, EEUU) afirman que las estrellas compactas en rotación rápida se deforman de forma diferente según su composición y que ello afecta a su emisión como púlsares. El resultado es que el momento cuadripolar de la radiación de los púlsares binarios es diferente entre estrella de neutrones y estrellas de quarks. La variación del periodo de emisión de los púlsares de milisegundos además de permitir comprobar la validez de la relatividad general (Premio Nobel de Física de 1993) también podría permitir descubrir la existencia de las estrellas de quarks. Para ello habría que observar uno que violara, en apariencia, la relatividad general, pero que lo hiciera siguiendo las predicciones de este nuevo artículo. Toda una sorpresa para muchos. El artículo técnico es Kent Yagi, Nicolás Yunes, “I-Love-Q: Unexpected Universal Relations for Neutron Stars and Quark Stars,” Science 341: 365-368, 26 Jul 2013.”
Las estrellas de Quarks, aunque de momento son una conjetura su existencia, hasta donde podemos saber, no sería nada extraña que, en cualquier momento, …

En alguna ocasión hemos hablado aquí de la posibilidad de que puedan existir estrellas de Quarks que, como creemos saber, serían los componentes más simples de la materia que, se juntan en tripletes para formar hadrones y en pares antagónicos (quark y anti quark) para formar mesones. Por ejemplo, Para que una EN se transformara en una Estrella de Quark pura, necesitamos algún mecanismo mediante el cual su densidad aumente cada vez más. Pensemos, por ejemplo, que la Estrella de Neutrones forma parte de un sistema binario. Para considerar que dos estrellas están en un sistema binario, debe analizarse su proximidad comparando el tamaño de las mismas con el radio del lóbulo de Roche, que es la región que define el campo de la acción gravitatoria de una estrella sobre otra.

Autor: Marc van der Sluys

“Representación tridimensional del potencial de Roche en una estrella binaria con una razón de masa 2, en un marco co-rotatante. Las figuras en forma de gota son superficies equipotenciales y son los lóbulos de Roche de cada una de las estrellas. L1, L2 y L3 son los puntos de Lagrange donde las fuerzas gravitatorias se cancelan entre si. Existen flujos de masa a través del punto meseta L1 de una estrella a su compañera, si la estrella llena el lóbulo de Roche”

Si el radio de cada estrella es menor que el lóbulo de Roche, las estrellas están desconectadas. Por el contrario, si una de ellas llena el lóbulo de Roche, el sistema es semiconectado y la materia puede fluir a través del punto de Lagrange interno. El potencial gravitatorio de un sistema binario se consume la masa de la estrella compañera. Cuando la masa de la EN alcanza el valor de ~2 M (M corresponde a la masa solar), sufre un colapso gravitatorio, pudiéndose transformar en una EQ.

RochePotential color.PNG

¿Podría el colapso de una supernova dar origen a la formación de una EQ? Esta pregunta nos conduce a otra hipótesis teórica acerca de la formación de la EN, hay conservación del momento angular. La proto-estrella de neutrones tiene una fracción pequeña de su radio original, que era el de la supernova, por lo que su momento de inercia se reduce bruscamente. Como resultado, la EN se forma con una altísima velocidad de rotación que disminuye gradualmente. Los períodos de rotación se hacen cada vez más largos debido a la pérdida de energía rotacional por la emisión de vientos de electrones y positrones y de la radiación bipolar electromagnética. Cuando la alta frecuencia de rotación o el campo electromagnético alcanzan un valor crítico, la EN se transforma en un pulsar que emite pulsos del orden de los milisegundos. Debido a la enorme fuerza centrífuga en estos objetos, la estructura interna se modifica, pudiendo alcanzar una densidad crítica por encima de la que corresponde a la transición de fase hadrón-quark. En estas condiciones, la fase de materia nuclear relativamente incomprensible se convertiría en la fase de ME, más comprensible, cuyo resultado final sería la aparición de una EQ.

El remanente de supernova Cas A observado por NuSTAR (azul) y Chandra.

El remanente de supernova Cas A observado por NuSTAR (azul) y Chandra. NASA | JPL-CalTech | CXC | SAO

La identificación de una EQ requiere señales observacionales consistentes. Con esto nos referimos a propiedades físicas de la estrella tales como su masa máxima, radio, período mínimo de rotación, enfriamiento por emisión de neutrinos. Todas estas propiedades dependen de una única ecuación de estado para la materia densa de quarks que aún no ha sido completamente establecida. Sin embargo, existe un rango de valores aceptados para las cantidades antes mencionadas, con base en datos observacionales recientes, que marcarían importantes diferencias entre las posibles EQs y los demás objetos compactos.

Resultado de imagen de La interacción fuerteResultado de imagen de La interacción fuerte

La Interacción fuerte mantiene unidos y confinados a los Quarks para formar protones y neutrones

Un rasgo característico de las EQs es que la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, como ocurre en las ENs, sino que sería consecuencia directa de la interacción fuerte entre los quarks. En este caso, la estrella se dice autoligada. Esto implica una diferencia sustancial entre las ecuaciones de estado para las dos clases de estrellas. Las correcciones perturbativas a la ecuación de estado de la materia de quarks y los efectos de superconductividad de color complican aun más este punto. Otra característica para poder diferenciar las Eqs de las Ens es la relación entre su masa M y el radio R. Mientras que para una EQ, M ~ R³. De acuerdo con esta relación, las Eqs tendrían radios más pequeños que los que usualmente se le atribuyen a las Ens.

El límite de Eddington (también conocido como luminosidad de Eddington) es la máxima luminosidad que puede pasar a través de una capa de gas en equilibrio …

Además, las Eqs violarían el llamado límite de Eddington. Arthur Eddington (1882-1994) observó que las fuerzas debido a la radiación y a la gravitación de las estrellas normales dependían del inverso del cuadrado de la distancia. Supuso, entonces, que ambas fuerzas podían estar relacionadas de algún modo, compensándose para que la estrella fuera más estable. Para estrellas de altísima masa, la presión de radiación es la dominante frente a la gravitatoria. Sin embargo, debería existir una presión de radiación máxima para la cual la fuerza expansiva debido a la radiación se equilibrara con la gravedad local. Para una estrella normal, el límite de Eddington está dado por una ecuación que omito para no hacer más complejo el tema.

                    Eta Carinae es una buena muestra de cómo el límite de Eddintong funciona

Para cualquier valor de radiación que supere este límite, no habrá equilibrio hidrostático, causando la pérdida de masa de la estrella normal. El mecanismo de emisión en una EQ produciría luminosidades por encima de dicho límite. Una posible explicación a este hecho sería que la EQ es autoligada y por lo tanto su superficie alcanzaría temperaturas altísimas con la consecuente emisión térmica.

Por otro lado, una alternativa para explicar algunas observaciones de destellos de rayos γ, sería suponer que las emisiones provienen de Eqs con radios R ~ 6 km, valores demasiados pequeños si pensáramos que los destellos provienen de ENs. En esta sección, hemos presentado algunas características de las Eqs que las diferenciarían de las Ens. Futuras evidencias experimentales y observacionales nos permitirían saber si las Eqs realmente existen en la naturaleza.

El mes de febrero de 1987 fue la primera oportunidad de poner a prueba, a través de las observaciones directas, las teorías modernas sobre la formación de las supernovas. En el observatorio de Las Campanas, en Chile, fue observada la Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes. Algunas características de la emisión de neutrinos de la SN 1987A, podrían explicarse sin una hipotética fuente de energía subnuclear como la Materia Extraña contribuyera a su explosión. El remanente estelar que ha quedado como consecuencia de la explosión de la Supernova 1987A, podría ser una Estrella de Quarks, ya que el período de emisión de este pulsar es de P= 0.5 ms. Una Estrella de Neutrones canónica no podría tener una frecuencia de rotación tan alta.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8c/SN1987a_s.jpg

Supernova SN 1987A: ue una supernova que tuvo lugar en las afueras de la Nebulosa de la Tarántula (NGC 2070), situada en la Gran Nube de Magallanesgalaxia enana cercana perteneciente al Grupo Local. Ocurrió aproximadamente a 168.000 años luz (51,4 kiloparsecs) de la Tierra,1 lo suficientemente cerca para ser visible a simple vista. Fue la supernova más cercana observada desde SN 1604, que apareció en la Vía Láctea. La luz de la supernova llegó a la Tierra el 23 de febrero de 1987. Como fue la primera supernova descubierta en 1987, fue designada “1987A”

Como nos referimos al comienzo, el observatorio Chandra de rayos X de la NASA también encontró dos estrellas inusuales: la fuente RX J1856.5-3754 con una temperatura de 10 exp5. K y la fuente 3C58 con un período de 65 ms. RX J1856.5-3754 es demasiado pequeña para ser una EN convencional y 3C58 parece haberse enfriado demasiado rápido en el tiempo de vida que se le estima.

Combinando los datos del Chandra y del telescopio espacial Hubble, los astrónomos determinaron que RX J1856. 5 – 3754 radia como si fuera un cuerpo sólido con una temperatura de unos 1x 10 exp5. ºC y que tiene un diámetro de alrededor de 11 km, que es un tamaño demasiado pequeño como para conciliarlo con los modelos conocidos de las Ens.

Las observaciones realizadas por el Chandra sobre 3C58 también produjeron resultados sorprendentes. No se pudo detectar la radiación que se esperaba en la superficie de 3C58, una EN que se cree producto de la explosión de una supernova vista por astrónomos japoneses y chinos en el año 1181 de nuestra era. Se llegó a la conclusión de que la temperatura de la estrella, de menos de un millón de grados Celsius, era un valor mucho menor que el que predice el modelo. Estas observaciones incrementan la posibilidad de que los objetos estelares mencionados sean Eqs.

D) Ecuación de estado para la materia de quarks:

photo

Las técnicas utilizadas para resolver las ecuaciones de la Cromo Dinámica Cuántica no proveyeron aún un resultado aceptable para densidades bariónicas finitas como en el caso de la Electrodinámica Cuántica para el núcleo atómico. Como consecuencia, es necesario recurrir a modelos fenomenológicos para describir la materia de quarks dentro de las estrellas compactas cuando se consideran las propiedades de confinamiento y de libertad asintótica de la CDC. Uno de los modelos más usados es el modelo bag del MIT. En este modelo los hadrones son considerados como quarks libres confinados en una región finita del espacio: el “Bag“ o bolsa. El confinamiento no es un resultado dinámico de la teoría fundamental, sino que se coloca como parámetro libre, imponiendo condiciones de contorno apropiadas. Así, el modelo bag del MIT se basa en una realización fenomenológica del confinamiento.

Resultado de imagen de Estrellas de Quarks-Gluones

“Un QGP es formado en el punto del choque de dos iones de oro relativistamente acelerados en el centro del detector STAR en el Colisionador de Iones Relativamente Pesados (RHIC) en el Laboratorio Nacional Brookhaven, Estados Unidos.

El plasma de quark-gluones (QGP) es una fase de la cromodinámica cuántica (QCD) que existe cuando la temperatura y/o la densidad son muy altas. Este estado se compone de quarks y gluones(casi) libres que son los componentes básicos de la materia. Se cree que existió durante los primeros 20 a 30 microsegundos después de que el universo naciera en la Gran Explosión. Los experimentos en el Super Proton Synchrotron (SPS) del CERN trataron primero de crear QGP en los años ochenta y noventa, y pudo haber sido parcialmente conseguido [1]. Actualmente, experimentos en el Colisionador de Iones Relativamente Pesados (RHIC) en el Laboratorio Nacional Brookhaven (Estados Unidos) continúan este esfuerzo [2]. Tres nuevos experimentos se llevan a cabo en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) del CERN, ALICE [3], ATLAS y CM, continuando con el estudio de las propiedades del QGP.”

Está claro que, las estrellas de Quarks, aunque con certeza no han sido aún detectadas, es casi seguro que andarán pululando por el inmenso Universo que, en relación a la materia bariónica, en muy buena parte, está conformado por Quarks y, cuando la Gravedad confina a los electrones y protones hasta fusionarlos para convertirlos en neutrones a pesar del principio de esxclusión de Pauli, si la masa de la estrella es muy grande y como consecuencia la gravedad que genera también lo es, ni ese principio que haría degenerar a los electrones, podría al fín, para esa fuerza que contraerá más y más la masa de la estrella y, entonces, antes de que se pudiera convertir en un agujero negro… ¿No lo haría en una estrella de quarks?

De existir, al ser más densa, la estrella de Quarks estaria entre la de N y el A.N.

Recientemente, la relación entre campo magnéticos y materia densa está atrayendo la atención de los astrofísicos, especialmente después de las observaciones de emisiones peculiares de pulsares anómalos de rayos X, que se interpretan como ENs en rotación, y de emisiones de radiación γ de baja energía de los llamados repetidores de rayos γ suaves ( SGRs – soƒt gamma-ray repeaters ). El motor central de esas radiaciones podría ser un campo magnético mayor que 4 x 10¹³ Gauss, que es el campo crítico previsto por la Electrodinámica Cuántica.

Muchas observaciones astronómicas indirectas sólo se explicarían a través de la existencia de campos magnéticos muy intensos en los núcleos de ENs  en EQs, de manera que el papel que juega el campo magnético en la ME aún constituye un problema abierto y de sumo interés en la Astrofísica.

Resultado de imagen de Superconductividad

Son muchos los misterios que contiene el Universo y, nosotros, debemos recorrer los caminos para desvelarlos. En la superconductividad electromagnética usual, un campo magnético suficientemente fuerte destruye el estado superconductor. Para la superconductividad de color no existe aún un consenso de cómo, la presencia del campo magnético, podría afectar al apareamiento entre los quarks.

Resultado de imagen de El interior de una estrella de neutrones

Existen trabajos que describen de manera breve la materia extraña, con el objetivo de explicar su formación en el interior de una EN y entender la composición y características de una Estrella de Quarks. Han utilizado el modelo fenomenológico de bag del Massachussets Institute of Technology (MIT) para encontrar las ecuaciones de estado de la ME en condiciones determinadas, comprobando la estabilidad de la misma, frente a la materia de quarks ordinaria formada sólo por quarks u y d. Y piensan presentar, además, algunas candidatas posibles a EQs según observaciones astrofísicas. Por último, trataran de entender la superconductividad de color y la influencia del campo magnético intenso en las fases superconductoras.

       Ya se especula con la existencia cierta de estrellas de Quarks y, cuando el río suena…

Materia de Quarks:

Resultado de imagen de Materia de Quarks

La materia:QUARKS Y GLUONES.FUERZA N. FUERTE (Plasma Quarks-Gluones)

Uno de los mayores logros alcanzados por los físicos en el último siglo, fue la construcción del Modelo Estándar en la física de partículas elementales. Este modelo sostiene que la materia en el Universo está compuesta por fermiones, divididos en quarks y leptones, que interactúan a través de los llamados bosones de calibre: el fotón (interacción electromagnética), los bosones W± y Zº (interacción débil), y 8 tipos de gluones (interacción fuerte). Junto con los bosones de calibre, existen tres generaciones de fermiones: ( v e, e ), u, d ); ( vµ, µ ), ( c, s ) ; ( v….); y sus respectivas antipartículas. Cada “ sabor “ de los quarks, up ( u ), down ( d ), charme ( c ), strange ( s , top ( t ) y bottom ( b), tiene tres colores ( el color y el sabor son números cuánticos ). La partícula que aún no ha sido descubierta experimentalmente es el bosón de Higgs, que cabe suponer sería responsable del origen de la masa de las partículas.

Parece ser que… En los comienzos del universo, justo después del Big Bang, existió un ‘plasma de quarks y gluones’, dos partículas confinadas hoy en la materia …

Los quarks son los componentes fundamentales tanto de los hadrones fermiónicos (bariones formados por la combinación de tres quarks) como de los bosónicos (mesones formados por un quark y un antiquark). Es sabido que el núcleo de un átomo está compuesto por nucleones (protones y neutrones) que a su vez están compuestos por quarks (protón = udd). David Gross y Franks Wilczek y David Politzer, descubrieron teóricamente que en la CDC el acoplamiento efectivo entre los quarks disminuye  a medida que la energía entre ellos aumenta (libertad asintótica). La elaboración de esta teoría permitió que recibieran el Premio Nobel de Física en el año 2004. En los años 60, la libertad asintótica fue comprobada experimentalmente en el Acelerador lineal de Stanford y otros después.

La transmutación de “modelo quark de los hadrones” a “teoría respetable de interacción entre quarks”, la Cromodinámica Cuántica (así bautizada por Fritzsch y Gell-mann en 1973 y abreviada por su acrónimo inglés QCD). Para estudiar un plasma de quarks y gluones no se puede utilizar la teoría de perturbaciones basada en la propiedad de libertad asintótica de la …

Todos querían estar presentes en el evento que nos llevó a comprobar la certeza de que la libertad asintótica era una realidad física presente en la fuerza nuclear fuerte y que hace que, los quarks, estén confinados dentro de protones y neutrones y, cuando tratan de separarse, aparece la fuerza intensa que lo impide. Por el contrario, cuando permanecen juntos, está presente la libertad asintótica que los hace creer que son libres.

Sin embargo, la CDC no describe completamente el deconfinamiento en un régimen de alta densidad y baja temperatura, debido a su complejidad matemática y a su naturaleza no lineal para bajas energías. No obstante, es posible recurrir a una descripción fenomenológica para intentar entender la física de la formación de la materia de quarks en las ENs. La materia de quarks, es decir, el plasma de quarksdeconfinados y gluones, es una consecuencia directa de la libertad asintótica cuando la densidad bariónica o la temperatura son suficientemente altas como para considerar que los quarks son partículas más fundamentales que los neutrones o protones.

La Hipótesis de estrella de Quarks (EQs) podrían responder a muchos interrogantes surgidos a partir de observaciones astrofísicas que no coinciden con los modelos canónicos teóricos de las Estrellas de Neutrones ( ENs ). Decimos que son hipotéticas porque se conjetura que estarían formadas por Materia Extraña ( ME ). La comunidad astrofísica espera evidencias observacionales que permitan diferenciarlas de las ENs, ya que podrían explicar un conjunto de observaciones astronómicas que aún resultan una incógnita. Es sabido que una EN es el remanente del colapso de una estrella masiva. El colapso de la estrella, la supernova, da lugar a un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su densidad continúa aumentando, dando lugar a una “neutronización“ (recombinación de electrones con protones que resultan en neutrones) y el gas degenerado de neutrones frena el colapso del remanente.

Esta materia, entonces, dependiendo de la temperatura y del potencial químico (µ) de los quarks, aparecería esencialmente en dos regímenes. Uno de ellos, el PQG, constituiría la fase “caliente”  de la materia de quarks cuando T > µ constituyendo la mencionada ME, que se formaría en el interior de las Ens. Esta transición de fase estaría ocurriendo en el Universo cada vez que una estrella masiva explotara en forma de supernova, con la consecuente aparición de una EN.

Mucho nos queda que hablar de todos estos temas complejos con los que aún luchamos tratando de comprender y de los que, hablamos más por intuición y conjeturas que por la certeza del saber. Sin embargo, nuestros incipientes conocimientos en la materia, avalan, al menos, una gran posibilidad de que las estrellas de Quarks sean un hecho.

emilio silvera

Extrañas estrellas de… Neutrones

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La Nebulosa del Cangrejo en altas energías

          Éste es el desastre que queda cuando explota una estrella.

“La nebulosa del Cangrejo es tan energética que brilla en todos los tipos de luz conocidos. Arriba mostramos imágenes de la nebulosa del Cangrejo desde la banda de luz visible hasta la de rayos X. NUV significa luz del “ultravioletacercano” (near ultraviolet), FUV significa luz del “ultravioleta lejano” (far ultraviolet) y VIS significa luz visible.

Resultado de imagen de El Pulsar del Cangrejo Observatorio

En el centro de la nebulosa del Cangrejo reside el potente pulsar del Cangrejo: una estrella de neutrones rotante con una masa comparable a la de nuestro Sol, pero con un diámetro similar al de una ciudad pequeña. El pulsar expulsa partículas y radiación en un chorro que barre la Tierra 30 veces por segundo.

La supernova que creó la nebulosa del Cangrejo fue vista por los antiguos astrónomos chinos y posiblemente incluso por los indios Anasazi (en 1054 d.C.), refulgiendo quizá durante una semana tan brillante como la luna llena.

El Cangrejo sigue presentando misterios en la actualidad, ¡ya que la masa total de la nebulosa y el pulsar parecer ser mucho menor que la masa de la estrella original pre-supernova!” (traducción de Observatorio).

Resultado de imagen de El Pulsar del Cangrejo Observatorio

La imagen es de todos bien conocida, su nombre: La Nebulosa del Cangrejo (en círculos científicos es conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus A-1), es, como sabéis el resto de aquella explosión Supernova de tipo Plarión que fue observada allá por el año 1054 por astrónomos árabes y chinos. Ahí podemos contemplar, en su imagen familiar, como hilos del remanente estelar crean cuerdas de plasma que, con el paso del tiempo se difuminan.

Resultado de imagen de Estrella supermasiva

Antes de convertirse en esa Nebulosa que conocemos, el objeto original fue una estrella masiva que, al agotar su combustible nuclear, eyectó al Espacio Interestelar las capas exterioress para formar la Nabulosa, y, la mayor parte de su masa, se contrajo más y más llevada por una enevitable fuerza de gravedad que, convirtió, toda aquella ingente masa, en una estrella de Neutrones o púlsar.

Imagen relacionada

                            Se ha observado la luz con más energía jamas emitida por un Pulsar

Así, la mayor parte de la masa de aquella estrella masiva, se convirtió en un Púlsar que habita en las entrañas de la Nebulosa del Cangrejo, ahí, agazapado y que sólo puede ser visto por los agudos “ojos” de potentes telescopios (la imagen de arriba). El Púlsar ha sido nombrado como PSR B0531+21).

Su descubrimiento data del año 1969, tiene unos 25 km de diámetro y sus rayos girán frenéticamente cada 33 milisegundos, es decir, 0,30 veces cada segundo. Así, dentro de la Nebulosa Plarión: El viento de partículas procedente de la estrella genera emisiones sincrotrón, que producen la mayor parte de las emisiones de la Nebulosa, desde ondas de radio hasta rayos gamma.

Resultado de imagen de Rayos gamma emitidos por una estrella de neutrones

Este tipo de estrella son una buiena fuente de emisiones de rayos gamma y de ondas de radio. La dinámica de la Nebulosa hace que en la parte interior se produzca ese vciento ecuatorial del púlsar que viene a chocar con la Nebulosa, formando un choque de terminación, cuyas formas son cambiantes e inestables dependiendo de las emisiones. Allí se forman espirales que se enaltecen o empinan y se iluminan para atenuarse a medida que se alejan del púlsar que allí habita.

Resultado de imagen de Rayos gamma emitidos por una estrella de neutrones

Los rayos Gamma, se detectan utilizando telescopios en órbita, sensibles a este tipo de radiación de gran energía que no puede penetrar la atmósfera de la Tierra, y luego se observan en longitudes de onda más largas por otros telescopios desde el espacio y desde tierra.

Normalmente, sólo duran unos segundos, pero en casos muy raros los rayos gamma siguen durante horas. Uno de estos estallidos de rayos gamma de ultra larga duración fue captado por el satélite Swift el 9 de diciembre de 2011, denominándolo GRB 111209A. Era el GRB más largo y más brillante jamás observado.

Resultado de imagen de Estrella de neutrones binaria

Impresión artística de una estrella de neutrones acretando gas en un sistema binario. Embudos de material de la estrella compañera en un disco de acreción …

Las estrellas de neutrones nos muestran una variada tipología: Pulsares aislados, Estrellas de neutrones en remanentes de supernovas (como es el caso de la Nebulosa del Cangrejo), Estrellas de neutrones en ‘binarias de rayos X”, Estrellas de neutrones viejas aisladas. Se trata de la mayoría de las estrellas de neutrones ya que la emisión de pulsos es generalmente de corto tiempo (unos millones de años con excepción de los llamados ‘púlsares milisegundos’ que parecen tener una vida activa de miles de millones de años). Son estrellas de neutrones cuya rotación es suficientemente lenta para permitir acreción de materia del medio interestelar. Por la acreción la superficie de la estrella se vuelva a calentar y la estrella se puede observar como una fuente puntual de rayos X blandos si es suficientemente cercana.

Los astrónomos encontraron una clase extraña y enigmática de estrellas de neutrones, cuyo campo magnético es billones de veces más potente que el de nuestro Sol, es decir, que el de una estrella mediana, y, no digamos, del de la Tierra. Tan intenso es el campo magnético que genera una de estas estrellas que, podría borrar una tarjeta de crédito desde 160.000 kilómetros de distancia. Le pusieron de nombre magnetars (estrellas magnéticas).

Estas particulares estrellas de neutrones. Conocidas como AXP (Anamalous X-ray Púlsars), desafían cualquier explicación física desde que la primera de ellas fue descubierta en 1982. Los nuevos datos sobre sus características los han proporcionado desde el Observatorio Rossi X-ray Timing Explorer, de la NASA.

                         Lanzan una Intensa emisión de rayos Gamma al espacio

Claro que pueden llegar a estallar en el proceso, toda vez que coger nasa de objetos circundantes con el campo magnético que ya poseen y que, al inyectarle nuevo material también se agranda y pone la estabilidad de la estrella en un equilibrio defícil de mantener. Hasta hace muy poco no se sabía que esta clase de estrellas, los AXP, también podrían sufrir estallidos.

Fue el Rossi, precisamente, el que detectó el estallido en la estrella AXP 1E 1048-5937. Posteriores investigaciones indicaron que tiene un campo magnético  de aproximadamente 10^ 15 Gauss.

http://4.bp.blogspot.com/_XGCz7tfLmd0/TDUaKVAfCZI/AAAAAAAAGeA/pNphHD4hT8U/s1600/quapul02.jpg

En el verano de 1967 Anthony Hewish y sus colaboradores de la Universidad de Cambridge detectaron, por accidente, emisiones de radio en los cielos que en nada se parecían a las que se habían detectado hasta entonces. Llegaban en impulsos muy regulares a intervalos de sólo 1 1/3 segundos. Para ser exactos, a intervalos de 1,33730109 segundos. La fuente emisora recibió el nombre de “estrella pulsante” o “pulsar”.

   Esta es la imagen que de un púlsar tenemos pero… En general, las estrellas de neutrones pueden ser de variado rango o clase y hasta donde conocemos: De Neutrones, Púlsares y Magnetars cada una de ellas con sus extrañas y específicas cualidades que, al no llegar a comprenderlas… del todo, nos maravillan.

Lo cierto es que, una estrella de Neutrones es el resultado de la compresión de una ingente cantidad de masa, la estrella original puede haber tenido miles de kilómetros de diámetro y, al convertirse en estrella de Neutrones, tener sólo unos 25/30 km/de diámetro, lo que os puede dar una idea de su densidad de materia.

Las estrellas de neutrones tienen densidades totales de 3,7×1017 a 5,9×1017 kg/m3 (de 2,6×1014 a 4,1×1014 veces la densidad del Sol), lo que se compara con la densidad aproximada de un núcleo atómico de 3×1017 kg/m3.

Imaginar la densidad de un Agejero negro es escalofriante, mucho m´ñas denso que la estrella de neutrones, ¿en qué se convertirá la materia allí aprisionada? Sin embargo. según alñgunos cálculos:

Un agujero negro supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa:

  • La densidad media de un agujero negro supermasivo puede ser muy baja, de hecho puede ser menor que la densidad del agua, si su masa es suficientemente grande. Esto ocurre porque el radio del agujero negro se incrementa linealmente con la masa, por lo que la densidad decae con el cuadrado de la masa, mientras que el volumen es proporcional al cubo del radio de Schwarzschild de tal manera que la densidad satisface la siguiente proporcionalidad:

{\displaystyle \rho \propto {\frac {M}{R_{S}^{3}}}\propto {\frac {c^{6}}{G^{3}M^{2}}}\approx 6,177\cdot 10^{17}\left({\frac {M_{\odot }}{M}}\right)^{2}\ {\frac {\mbox{g}}{{\mbox{cm}}^{3}}}}

Después de esta ingente cantidad de datos, nos podríamos relajar un poco oyendo ´´esta triste melodía.

VIOLÍN TRISTE.- MUSICA CELTA.- FIELDS OF FORTUNE. – YouTube

emilio silvera

Extrañas estrellas de… Neutrones

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La imagen es de todos bien conocida, su nombre: La Nebulosa del Cangrejo (en círculas científicos es conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus A-1), es, como sabéis el resto de aquella explosión Supernova de tipo Plarión que fue observada allá por el año 1054 por astrónomos árabes y chinos. Ahí podemos contemplar, en su imagen familiar, como hilos del remanente estelar crean cuerdas de plasma que, con el paso del tiempo se difuminan.

 

 

Resultado de imagen de Estrella supermasiva

 

 

Antes de convertirse en esa Nebulosa que conocemos, el objeto original fue una estrella masiva que, al agotar su combustible nuclear, eyecto al Espacio ,mInterestelar las capas exterioress para formar la Nabulosa, y, la mayor parte de su masa, se contrajo más y más llevada por una enevitable fuerza de gravedad que, convirtió, toda aquella ingente masa, en una estrella de Neutrones.

 

 

Chandra-crab.jpg

 

 

Así, la mayor parte de la masa de aquella estrella masiva, se convirtió en un Púlsar que habita en las entrañas de la Nebulosa del Cangrejo, ahí, agazapado y que sólo puede ser visto por los agudos “ojos” de potentes telescopios (la imagen de arriba). El Púlsar ha sido nombrado como PSR B0531+21).

Su descubrimiento data del año 1969, tiene unos 25 km de diámetro y sus rayos girán frenéticamente cada 33 milisegundos, es decir, 0,30 veces cada segundo. Así, dentro de la Nebulosa Plarión: El viento de partículas procedente de la estrella genera emisiones sincrotrón, que producen la mayor parte de las emisiones de la Nebulosa, desde ondas de radio hasta rayos gamma.

 

 

Resultado de imagen de Rayos gamma emitidos por una estrella de neutrones

 

 

Este tipo de estrella son una buiena fuente de emisiones de rayos gamma y de ondas de radio. La dinámica de la Nebulosa hace que en la parte interior se produzca ese vciento ecuatorial del púlsar que viene a chocar con la Nebulosa, formando un choque de terminación, cuyas formas son cambiantes e inestables dependiendo de las emisiones. Allí se forman espirales que se enaltecen o empinan y se iluminan para atenuarse a medida que se alejan del púlsar que allí habita.

Resultado de imagen de Rayos gamma emitidos por una estrella de neutrones

 

 

Los rayos Gamma, se detectan utilizando telescopios en órbita, sensibles a este tipo de radiación de gran energía que no puede penetrar la atmósfera de la Tierra, y luego se observan en longitudes de onda más largas por otros telescopios desde el espacio y desde tierra.

Normalmente, sólo duran unos segundos, pero en casos muy raros los rayos gamma siguen durante horas. Uno de estos estallidos de rayos gamma de ultra larga duración fue captado por el satélite Swift el 9 de diciembre de 2011, denominándolo GRB 111209A. Era el GRB más largo y más brillante jamás observado.

Resultado de imagen de Estrella de neutrones binaria

Impresión artística de una estrella de neutrones acretando gas en un sistema binario. Embudos de material de la estrella compañera en un disco de acreción …

Las estrellas de neutrones nos muestran una variada tipología: Pulsares aislados, Estrellas de neutrones en remanentes de supernovas (como es el caso de la Nebulosa del Cangrejo), Estrellas de neutrones en ‘binarias de rayos X”, Estrellas de neutrones viejas aisladas. Se trata de la mayoría de las estrellas de neutrones ya que la emisión de pulsos es generalmente de corto tiempo (unos millones de años con excepción de los llamados ‘púlsares milisegundos’ que parecen tener una vida activa de miles de millones de años). Son estrellas de neutrones cuya rotación es suficientemente lenta para permitir acreción de materia del medio interestelar. Por la acreción la superficie de la estrella se vuelva a calentar y la estrella se puede observar como una fuente puntual de rayos X blandos si es suficientemente cercana.

 

 

Los astrónomos encontraron una clase extraña y enigmática de estrellas de neutrones, cuyo campo magnético es billones de veces más potente que el de nuestro Sol, es decir, que el de una estrella mediana, y, no digamos, del de la Tierra. Tan intenso es el campo magnético que genera una de estas estrellas que, podría borrar una tarjeta de crédito desde 160.000 kilómetros de distancia. Le pusieron de nombre magnetars (estrellas magnéticas).

Estas particulares estrellas de neutrones. Conocidas como AXP (Anamalous X-ray Púlsars), desafían cualquier explicación física desde que la primera de ellas fue descubierta en 1982. Los nuevos datos sobre sus características los han proporcionado desde el Observatorio Rossi X-ray Timing Explorer, de la NASA.

 

                         Lanzan una Intensa emisión de rayos Gamma al espacio

Claro que pueden llegar a estallar en el proceso, toda vez que coger nasa de objetos circundantes con el campo magnético que ya poseen y que, al inyectarle nuevo material también se agranda y pone la estabilidad de la estrella en un equilibrio defícil de mantener. Hasta hace muy poco no se sabía que esta clase de estrellas, los AXP, también podrían sufrir estallidos.

Fue el Rossi, precisamente, el que detectó el estallido en la estrella AXP 1E 1048-5937. Posteriores investigaciones indicaron que tiene un campo magnético  de aproximadamente 10^ 15 Gauss.

 

 

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En el verano de 1967 Anthony Hewish y sus colaboradores de la Universidad de Cambridge detectaron, por accidente, emisiones de radio en los cielos que en nada se parecían a las que se habían detectado hasta entonces. Llegaban en impulsos muy regulares a intervalos de sólo 1 1/3 segundos. Para ser exactos, a intervalos de 1,33730109 segundos. La fuente emisora recibió el nombre de “estrella pulsante” o “pulsar”.

 

 

 

 

   Esta es la imagen que de un púlsar tenemos pero… En general, las estrellas de neutrones pueden ser de variado rango o clase y hasta donde conocemos: De Neutrones, Púlsares y Magnetars cada una de ellas con sus extrañas y específicas cualidades que, al no llegar a comprenderlas… del todo, nos maravillan.

Lo cierto es que, una estrella de Neutrones es el resultado de la compresión de una ingente cantidad de masa, la estrella original puede haber tenido miles de kilómetros de diámetro y, al convertirse en estrella de Neutrones, tener sólo unos 25/30 km/de diámetro, lo que os puede dar una idea de su densidad de materia.

Las estrellas de neutrones tienen densidades totales de 3,7×1017 a 5,9×1017 kg/m3 (de 2,6×1014 a 4,1×1014 veces la densidad del Sol), lo que se compara con la densidad aproximada de un núcleo atómico de 3×1017 kg/m3.

Imaginar la densidad de un Agejero negro es escalofriante, mucho m´ñas denso que la estrella de neutrones, ¿en qué se convertirá la materia allí aprisionada? Sin embargo. según alñgunos cálculos:

Un agujero negro supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa:

 

  • La densidad media de un agujero negro supermasivo puede ser muy baja, de hecho puede ser menor que la densidad del agua, si su masa es suficientemente grande. Esto ocurre porque el radio del agujero negro se incrementa linealmente con la masa, por lo que la densidad decae con el cuadrado de la masa, mientras que el volumen es proporcional al cubo del radio de Schwarzschild de tal manera que la densidad satisface la siguiente proporcionalidad:

 

{\displaystyle \rho \propto {\frac {M}{R_{S}^{3}}}\propto {\frac {c^{6}}{G^{3}M^{2}}}\approx 6,177\cdot 10^{17}\left({\frac {M_{\odot }}{M}}\right)^{2}\ {\frac {\mbox{g}}{{\mbox{cm}}^{3}}}}

 

Después de esta ingente cantidad de datos, nos podríamos relajar un poco oyendo ´´esta triste melodía.

VIOLÍN TRISTE.- MUSICA CELTA.- FIELDS OF FORTUNE. – YouTube

emilio silvera

Las estrellas masivas y en lo que se convierten al “morir”

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Estrellas masivas    ~    Comentarios Comments (0)

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Si preguntamos por el significado del Big Bang, la expansión del universo, cómo nacen y mueren las estrellas, qué es una singularidad, a qué se refiere la libertad asintótica de los quarks, qué son los nucleones, qué significan las constantes universales, qué es la mecánica quántica, el modelo estándar, la relatividad general, el significado de E = mc2, el principio de incertidumbre, la función de onda de Schrödinger, la exclusión de Pauli, el cuanto de acción, h, o el límite, la energía o tiempo de Planck…, cualquiera de estas cuestiones, todas tan importantes, serán desconocidas para el 99’99% de los encuestados. ¡Una auténtica calamidad!

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Esa es la penosa realidad en la que estamos inmersos. Esas personas desconocedoras de las preguntas que antes enumeramos, sí podrían contestar, en cambio, sobre cualquier tema que se les plantee sobre cuestiones mundanas e intrascendentes, de los “famosos” que siempre andan en la TV y las revistas de chismes (una autñéntica lástima que deja al descubierto la ignorancia de esas mayorías). Ninguna pregunta contestarán sobre, por ejemplo, una estrella supermasiva.

Resultado de imagen de Estrella Supermasiva

“Las estrellas supermasivas, de unas 30 veces la masa del Sol (pueden sobrepasar las 120 masas solares, si son más masivas su propia radiación las destruye), acaban su vida bien mediante una explosión como supernova o directamente mediante un colapso gravitatorio. Ambos procesos conducen teóricamente a la formación de agujeros negros, pero hasta hace relativamente bien poco tiempo no se tenían pruebas de ninguno de ellos. En el artículo que se publicó en Nature (“Evidence of a Supernova Origin for the Black Hole in GRO J1655-40″), astrónomos del IAC y de la Universidad de California, en Berkeley, presentaron los resultados de un estudio sobre la composición química de la estrella que orbita en torno al agujero negro del sistema GRO J1655-44 (Nova Scorpii 1994). Esta estrella muestra un alto contenido atmosférico de oxígeno, magnesio, silicio y azufre, diez veces superior al del Sol. Estos elementos químicos se originan en reacciones nucleares que tienen lugar en el interior de estrellas muy masivas al alcanzar temperaturas de miles de millones de grados y se expulsan al medio circundante si la estrella termina su vida explotando como supernova. En este proceso, además de enriquecer el entorno con nuevos productos químicos, se espera que tenga lugar la formación de una estrella de neutrones o de un agujero negro.”

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Ahí podemos observar a una estrella muy joven, de dos o tres millones de años que, en un futuro lejano será una gran Supernova. Los procesos que podríamos observar al final de la vida de una estrella gigante… ¡Son fascinantes!

En esta imagen del telescopio espacial Hubble se pueden apreciar a la estrella Eta Carinæ y los restos de erupciones antiguas que forman la nebulosa del Homúnculo alrededor de la estrella. La nebulosa fue creada por una erupción de η Car cuya luz alcanzó la Tierra en 1843. Eta Carinae aparece como un parche blanco en el centro de la imagen, donde los dos lóbulos de la nebulosa Homúnculo convergen.

Eta Carinae (abreviado: η Carinae o η Car) es una estrella del tipo variable luminosa azul hipermasiva, situada en la constelación de la Quilla. Su masa oscila entre 100 y 150 veces la masa del Sol, lo que la convierte en una de las estrellas más masivas conocidas en nuestra Galaxia y sólo tiene una edad de unos tres millones de años.  Asimismo, posee una altísima luminosidad, de alrededor de cuatro millones de veces la del Sol; debido a la gran cantidad de polvo existente a su alrededor, Eta Carinae irradia el 99 % de su luminosidad en la parte infrarroja del espectro, lo que la convierte en el objeto más brillante del cielo en el intervalo de longitudes de onda entre 10 y 20 μm.

    Cuando agotan su combustible nuclear de fusión implosionan

Lo cierto es que para las estrellas supermasivas, cuando llegan al final de su ciclo y dejan de brillar por agotamiento de su combustible nuclear, en ese preciso instante, el tiempo se agota para ella. Cuando una estrella pierde el equilibrio existente entre la energía termonuclear (que tiende a expandir la estrella) y la fuerza de gravedad (que tiende a comprimirla), al quedar sin oposición esta última, la estrella supermasiva se contrae aplastada bajo su propia masa. Queda comprimida hasta tal nivel que llega un momento que desaparece, para convertirse en un agujero negro, una singularidad, donde dejan de existir el “tiempo” y el espacio. A su alrededor nace un horizonte de sucesos, que si se traspasa se es engullido por la enorme gravedad del agujero negro.

En la escena que antes explicabámos, por mucho tiempo que nos quedemos esperando y comtemplando el suceso, si uno está en reposo fuera de la estrella (es decir, en reposo en el sistema de referencia externo estático), uno nunca podrá ver que la estrella implosiona a través de la circunferencia crítica. Ese fue el mensaje inequívoco que Oppenheimer y Snyder nos enviaron. Para poder ver eso, habría que estar dentro de la estrella, instalado en la materia que está sufriendo la contracción y, no sabemos porque eso es así.

El tiempo, de esta manera, deja de existir en estas regiones del universo que conocemos como singularidad. El mismo Big Bang surgió (dicen) de una singularidad de energía y densidad infinitas que, al explotar, se expandió y creó el tiempo, el espacio y la materia.

Estructura a gran escala de la distribución de luz en el universo.

 

 

 

 

Estructura a gran escala de la distribución de luz en el universo.

 

El universo es inimaginablemente inmenso. Y buena parte de él es vacío, o vacíos, para ser más precisos. Efectivamente, cuando se considera el universo a gran escala, en la que unas decenas de millones de años luz no son nada, se observa que las galaxias se agrupan formando murallas, como la Gran Muralla de Hércules-Corona Boreal (la estructura más grande del universo que sepamos), filamentos y supercúmulos separados entre sí por vastísimas regiones llenas de prácticamente nada, conocidas como vacíos cósmicos.

Vacíos cósmicos

Cuando miramos al cielo, ya sea con los ojos desnudos o con el más potente de los telescopios, vemos ahí arriba millones de estrellas y de galaxias que parecen, pero solo parecen, distribuirse uniformemente por el espacio. Sin embargo, a gran escala las cosas no funcionan así. La materia, la que se agrupa en estrellas y galaxias, tiende a concentrarse en determinados puntos, en detrimento de otros. Podríamos decir que la materia forma largos filamentos alrededor de grandes espacios vacíos. Pero algunos de de esos vacíos han desconcertado por completo a los científicos. Se trata de un inmenso espacio de mil millones de años luz de diámetro, el mayor jamas encontrado en todo el Universo, y para el cual los Cosmólogos no han encontrado respuesta. En su interior no hay estrellas, ni galaxias, ni planetas, ni siquiere el más leve signo de radiación…En otras palabras, allí no hay nada. Como un inmenso desierto cósmico, simplemente está ahí, desafiando con su sola presencia todos nuestros conocimientos. ¿Podría ser un agujero negro supergigante, con la masa de cientos de millones de galaxias? ¿O quizá la primera prueba de la existencia de un universo paralelo? Por ahora no lo sabemos…

https://jaivan.files.wordpress.com/2015/06/ciclo-de-vida-de-una-estrella.jpg

Como contraposición a estas enormes densidades de las enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros, existen regiones del espacio que contienen menos galaxias que el promedio o incluso ninguna galaxia; a estas regiones las conocemos como vacío cósmico. Han sido detectados vacíos con menos de una décima de la densidad promedio del universo en escalas de hasta 200 millones de años luz en exploraciones a gran escala. Estas regiones son a menudo esféricas. El primer gran vacío en ser detectado fue el de Boötes en 1.981; tiene un radio de unos 180 millones de años luz y su centro se encuentra aproximadamente a 500 millones de años luz de la Vía Láctea. La existencia de grandes vacíos no es sorprendente, dada la existencia de cúmulos de galaxias y supercúmulos a escalas muy grandes.

El Gran Vacío, Vacío Boötes o Vacío del Boyero es una región enorme y casi esférica del espacio, que contiene muy pocas galaxias. Se encuentra ubicado en las inmediaciones de la Constelación del Boyero o Boötes. Tiene unos 250 millones de años luz de diámetro. El centro del Vacío Boötes esta a aproximadamente 700 millones de años luz de la Tierra.

El telescopio XMM-Newtton de la Agencia Espacial Europea (ESA) ha captado la imagen de dos estrellas de neutrones completamente diferentes, en etapas diferentes de sus vidas.

Mientras que en estas regiones (como el vacío de Boötes) la materia es muy escasa, en una sola estrella de neutrones, si pudiéramos retirar 1 cm3 de su masa, obtendríamos una cantidad de materia increíble. Su densidad es de 1017 Kg/m3; los electrones y los protones están tan juntos que se combinan y forman neutrones que se degeneran haciendo estable la estrella de ese nombre que, después del agujero negro, es el objeto estelar más denso del universo (si no existen estrellas de Quarks, en cuyo caso, serían las segundas más densas).

Resultado de imagen de El Universo curvo de Riemann

EL ESPACIO LIBRE DE RIEMANN Riemann se ocupó de los espacios curvos, cuyas características se muestran en la figura inferior.

163b

UNA VIDA CORTA PERO PROVECHOSA


Bernhard Riemann, al igual que su maestro, llegó a ser director del Observatorio de Göttingen desde el año 1859 al 1866, fecha en que murió. Hizo importantes contribuciones en muchos campos, incluyendo la topología, la teoría de las funciones, y la física matemática

Es interesante ver cómo a través de las matemáticas y la geometría, han sabido los humanos encontrar la forma de medir el mundo y encontrar las formas del universo. Pasando por Arquímedes, Pitágoras, Tales de Mileto, Empédocles, Demócrito de Abdera, Anaximandro, Galileo, Newton, Gauss o Riemann (entre otros), siempre hemos tratado de buscar las respuestas de las cosas por medio de las matemáticas.

La respuesta tan esperada en astronomía es el que alguien responda a la pregunta siguiente: ¿Qué es y donde está la energía y la materia oscura?

Resultado de imagen de La materia oscura

Sí, sabemos que su presencia puede ser inferida por sus efectos sobre los movimientos de las estrellas y galaxias, aunque no puede ser observada directamente debido a que emite poca o ninguna radiación. Se piensa que algo más del 90% de la masa del universo se encuentra en alguna forma de materia oscura. Existen evidencias de materia oscura en las galaxias espirales en sus curvas de rotación. La existencia de materia oscura en los cúmulos ricos de galaxias puede ser deducida por el movimiento de las galaxias constituyentes.

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Una parte de esta materia oscura puede encontrarse en forma de estrellas poco masivas u objetos con masa del orden de la de Júpiter; dicha materia normal se describe como bariónica (los bariones son los protones, neutrones y otras partículas formadoras de materia que podemos ver).  Por otra parte, también puede existir materia oscura en el espacio entre galaxias, ese espacio que llamamos vacío y que en realidad está abarrotado de partículas virtuales que aparecen sin saber de dónde y en manos de una millonésima de segundo desaparece sin que sepamos a dónde, y que podría hacer aumentar la densidad media del universo hasta la densidad crítica requerida para invertir la expansión actual.

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Si la teoría del Big Bang es correcta, como parece que lo es, debe de existir una gran proporción de materia oscura en forma no bariónica (que no podemos ver), quizás axiones, fotinos o neutrinos masivos, supervivientes de las etapas tempranas del Big Bang y, ¿por qué no?, también podríamos suponer que la materia oscura que tanto nos preocupa pudiera estar encerrada dentro de las singularidades de tantos y tantos agujeros negros que se han debido formar a lo largo de los 13.500 millones de años que es la edad del universo.

Imagen relacionada

Los agujeros negros, cuya existencia se dedujo por Schwarzschild en 1.916 a partir de las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, son objetos supermasivos, invisibles a nuestra vista (de ahí su nombre) del que no escapa ni la luz; tal es la fuerza gravitatoria que generan que incluso engullen la materia de sus vecinas, objetos estelares como estrellas que osan traspasar el cinturón de seguridad que llamamos horizonte de sucesos.

Pues bien, si en el universo existen innumerables agujeros negros, ¿”por qué no creer que sean uno de los candidatos más firmes para que sea la buscada “materia oscura”?.

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Para mí particularmente, sin descartar absolutamente nada de lo anterior (cualquier teoría podría ser la cierta), la denominada materia oscura podría estar situada en la quinta dimensión, y nos llegan sus efectos a través de fluctuaciones del “vacío”, que de alguna manera deja pasar a los gravitones que transportan la fuerza gravitacional que emite dicha materia y sus efectos se dejan sentir en nuestro universo, haciendo que las galaxias se alejen las unas de las otras a mayor velocidad de la que tendrían si el universo estuviera poblado sólo de la materia bariónica que nos rodea. Por otra parte, no hay que descartar como candidato a lo que tomamos como  “Materia oscura” , la fuerza gravitatoria que proviene de un universo vecino que está tirtando del nuestro.

Encuentran posibles signos de un universo paralelo

                            No sabemos tanto como para descartar la existencia de universos vecinos

Claro que mi pensamiento es eso, una teoría más de las muchas que circulan. No se puede  dogmatizar hablando de estas cuestiones sobre las que no se tienen la menor certeza. La cuestión es que, si atendemos a la expansión de Hubble, tampoco podemos explicar las formación de las galaxias, ya que, dicha expansión lo habría impedido, a no ser que, allí, existiera una fuerza invisible que sujetó a la materia el tiempo necesario para que se formaran las estrellas y las galaxias: la materia oscura. Si fue así, quiere eso decir que, la materia oscura fue la primera que hizo acto de presencia en nuestro Universo.

De todas las maneras, incluso la denominación dada: “materia oscura”, delata nuestra ignorancia.

Mientras tanto, dejamos que el “tiempo” transcurra y como en todo lo demás, finalmente, alguien nos dará la respuesta.

Imagen relacionada

Poder aprovechar las inmensas energías de los agujeros negros

Para que tengamos todas las respuestas que necesitamos para viajar a las estrellas, tener energía infinita obtenida de agujeros negros, lograr el traslado de materia viva a lugares distantes, dominar toda una galaxia, etc, tendrán que transcurrir algunos eones* de tiempo.

Hace menos de un siglo no existían televisores, teléfonos móviles, faxes, ni aceleradores de partículas. En los últimos cien años hemos avanzado de una manera que sería el asombro de nuestros antepasados.

¿Qué maravillas tendremos dentro de cincuenta años? ¿Qué adelantos científicos se habrán alcanzado?

Dejando a un lado, a los primeros descubridores, como Ptolomeo, Copérnico, Galileo, Kepler y otros muchos de tiempos pasados, tenemos que atender a lo siguiente:

Resultado de imagen de La Revolución de Einstein

La primera revolución de la física se produjo en 1.905, cuando Albert Einstein con su relatividad especial nos ayudo en nuestra comprensión de las leyes que gobiernan el universo. Esa primera revolución nos fue dada en dos pasos: 1905 la teoría de la relatividad especial y en 1.915, diez años después, la teoría de la relatividad general. Al final de su trabajo relativista, Einstein concluyó que el espacio y el tiempo están distorsionados por la materia y la energía, y que esta distorsión es la responsable de la gravedad que nos mantiene en la superficie de la Tierra, la misma que mantiene unidos los planetas del Sistema Solar girando alrededor del Sol y también la que hace posible la existencia de las galaxias.

Nos dio un conjunto de ecuaciones a partir de los cuales se puede deducir la distorsión del tiempo y del espacio alrededor de objetos cósmicos que pueblan el universo y que crean esta distorsión en función de su masa.  Se han cumplido 100 años desde entonces y miles de físicos han tratado de extraer las predicciones encerradas en las ecuaciones de Einstein (sin olvidar a Riemann) sobre la distorsión del espaciotiempo.

Un agujero negro es lo definitivo en distorsión espaciotemporal, según las ecuaciones de Einstein: está hecho única y exclusivamente a partir de dicha distorsión. Su enorme distorsión está causada por una inmensa cantidad de energía compactada: energía que reside no en la materia, sino en la propia distorsión. La distorsión genera más distorsión sin la ayuda de la materia. Esta es la esencia del agujero negro.

Resultado de imagen de Agujeros negros y singularidad

Si tuviéramos un agujero negro del tamaño de la calabaza más grande del mundo, de unos 10 metros de circunferencia, entonces conociendo las leyes de la geometría de Euclides se podría esperar que su diámetro fuera de 10 m / π = 3’14159…, o aproximadamente 3 metros. Pero el diámetro del agujero es mucho mayor que 3 metros, quizá algo más próximo a 300 metros. ¿Cómo puede ser esto? Muy simple: las leyes de Euclides fallan en espacios muy distorsionados.

Amigos de la Astronomía, mañana continuaremos con otros temas interesantes sobre el Universo y los fenómenos en el presente. Es un deseo del Nodo español para el Año Internacional de la Astronomía en 2009, en España (AIA-IYA2009), acercar el Universo a todos.

emilio silvera


* Eón: periodo de 109 años, es decir, 1.000 millones de años.