{"id":10416,"date":"2014-01-05T09:30:20","date_gmt":"2014-01-05T08:30:20","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=10416"},"modified":"2014-01-05T09:30:20","modified_gmt":"2014-01-05T08:30:20","slug":"el-sorprendente-universo","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2014\/01\/05\/el-sorprendente-universo\/","title":{"rendered":"El sorprendente Universo"},"content":{"rendered":"

\"File:Egg<\/p>\n

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Aqu\u00ed tenemos a la Nebulosa del Huevo, una nebulosa protoplanetaria en la costellaci\u00f3n de Cygnus<\/p>\n

La nebulosa del huevo<\/strong> es una nebulosa protoplanetaria que fue identificada\u00a0 en 1975 por un grupo de investigaci\u00f3n del Observatorio Palomar, esta nebulosidad de reflexi\u00f3n\u00a0 asociada a una sim\u00e9trica\u00a0 fuente altamente polarizada fue identificada como una posible nebulosa planetaria muy joven.<\/p>\n

Aparece formado por una serie de c\u00edrculos conc\u00e9ntricos de luz alrededor de la estrella central, una densa capa de gas y polvo se extiende alrededor de la estrella, bloqueando sus rayos en nuestra direcci\u00f3n. Sin embargo, la luz llega a nosotros de una manera indirecta por la reflexi\u00f3n de la nube de gas. Los polvos tienen un interior oscuro se ve como un disco; chorros bipolares fuera de la nube de indicar que el sistema tiene un momento angular, probablemente generada por un disco de acreci\u00f3n.<\/p>\n

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Nosotros empleamos el t\u00e9rmino de nebulosa protoplanetaria para la etapa temprana de la formaci\u00f3n de una nebulosa planetaria. En esta fase, la estrella central ha expulsado sus capas exteriores, dajando al caliente n\u00facleo estelar expuesto. La luz ultravioleta del n\u00facleo comienza a ionizar\u00a0 la nube de gas y polvo circundante, y durante una breve fase la envoltura circunestelar contiene a la vez material ionizado\u00a0 y muy caliente cerca de la estrella y material molecular fr\u00edo lejos de la misma.<\/p>\n

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\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Identificados discos protoplanetarios en la Nebulosa de Ori\u00f3n<\/p>\n

Cuanto hablamos de nebulosa protoplanetaria, tambi\u00e9n nos estamos refiriendo a la nube a partir de la cual se forman los planetas alrededor de una estrella recien nacida , como ocurri\u00f3 en nuestra propia nebulosa solar. En estas inmensas nebulosas se forman remolinos creados por la gravedad al juntarse una ingente cantidad de gas y polvo que rota y atrae m\u00e1s material que en el centro se va compromiendo hasta llegar al punto de generar tanta temperatura que se forma una protoestrella<\/a> a punto de comenzar la fusi\u00f3n del hifr\u00f3geno en helio. El material que expulsa esa futura estrella es lanzado a diferentes distancias y, como el material de la propia estrella, tambi\u00e9n est\u00e1 girando. Cuando se enfr\u00edan, se convierten en planetas que orbitan al cuerpo principal: La estrella nueva que ha formado as\u00ed, su propio sistema planetario.<\/p>\n

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En repetidas ocasiones hemos tenido aqu\u00ed las im\u00e1genes de nebulosas planetarias de muy distintas figuras, son una familia muy rica por su diversidad y extra\u00f1a belleza. Arriba podemos contemplar el halo de la Nebulosa conocida con el nombre Ojo de gato, y, abajo, la Nebulosa en s\u00ed misma que conforma\u00a0 una imagen muy pecular de volutas de gases que nos hablan de las distintas eyecciones de la estrella central al expulsar sus capas exteriopres al espacio interestelar.<\/p>\n

Como nuestro Sol en el futuro ser\u00e1 una de estas bellas nebulosas, me extender\u00e9 un poco m\u00e1s en explicarlas. Hablamos de una brillante nube de gas y polvo luminoso que rodea a una estrella altamente evolucionada en los \u00faltimos instantes de su larga vida de 10.000 millones de a\u00f1os. Una Nebulosa planetaria se forma cuando una gigante roja (que es el destino del Sol dentro unos 4.000 millones de a\u00f1os), arroja sus capas exteriores al espacio a una velocidad de unos diez kil\u00f3metros por segundo.<\/p>\n

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\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Cada estrella en funci\u00f3n de sus masas, tienen marcado sus destinos<\/p>\n

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Dec\u00edamos que al llegar a la fase de gigante roja, el Sol expulsar\u00e1 sus capas exteriores que formaran una envoltura alrededor de la estrella y, ese gas, en las cercan\u00edas del n\u00facleo ser\u00e1 ionizado por la inmensa radiaci\u00f3n ultravioleta que irradia la estrella que ha alcanzado temperaturas muy grandes. A medida que pierde materia, el n\u00facleo queda progresivamente expuesto hasta convertirse en una estrella enana blanca<\/a>. Las nebulosas planetarias suelen tener t\u00edpicamente un di\u00e1metro de unos o,5 a\u00f1os-luz.<\/p>\n

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\u00a0 Otro ejemplo de Nebulosa planetaria con la enana blanca<\/a> expuesta a la vista<\/p>\n

Este tipo de Nebulosas son muy brillantes debido a la alt\u00edsima temperatura del n\u00facleo que, como he dicho antes, ioniza todo el material que la circunda. La Nebulosa planetaria dura unos 100.000 a\u00f1os, tiempo durante el cual una fracci\u00f3n apreciable de la masa de la estrella es devuelta al espacio interestelar. Gracias a los modernos telescopios hemos podido captar una gran variedad de este tipo de nebulosas que cubren una amplia gama de tipos diferentes, incluyendo las que tienen forma de anillo.<\/p>\n

\"File:M57<\/p>\n

\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 La de arriba es la Nebulosa Planetaria conocida como del Anillo<\/p>\n

Los procesos que siguen al final de la vida de las estrellas est\u00e1n supeditados a sus masas. Una estrella con la masa de nuestro Sol, cuando consume todo su combustible nuclear de fusi\u00f3n, se resiste a morir y se convierte en una Gigante roja que, termina (como hemos dicho) expulsando sus capas exteriores al espacio para crear una nebulosa planetaria y convertirse en una estrella enana blanca<\/a>. Es decir, para convertirse en una peque\u00f1a y densa estrella que es el resultado de la evoluci\u00f3n de todas las estrellas excepto de las m\u00e1s masivas.<\/p>\n

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Para que os hag\u00e1is una idea de como se compactar\u00e1 la masa del Sol cuando se convierta en una enana blanca<\/a>, ah\u00ed ten\u00e9is una imagen a escala de lo que ser\u00eda en relaci\u00f3n al planeta Tierra. Sabemos que el Sol tiene un di\u00e1metro de 1 392 530 Km, que el de\u00a0 la Tierra es de 12 756 Km. Sin embargo, cuando el Sol se conviertew en una enana blanca<\/a>, tendr\u00e1 un di\u00e1metro muy similar al de la Tierra como consecuencia de su inemnsa densidad (5 x 108<\/sup> Kg\/m3<\/sup>).<\/p>\n

Al finalizar la intensa radiaci\u00f3n que produc\u00eda la fusi\u00f3n en el n\u00facleo de la estrella y que la hac\u00eda expandirse para quedar sujeta por la fuerza de gravedad que tend\u00eda a contraerla, las estrellas como el Sol, despu\u00e9s de convertirse dn gigantes rojas y soltar parte de su masa al espacio, quedan a merced de la fuerza gravitatoria que generan sus propias masas, lo que da lugar a que comiencen a contraerse sobre s\u00ed mismas m\u00e1s y m\u00e1s.<\/p>\n

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Llegados a este punto no tenemos m\u00e1s remedio que recordar aqu\u00ed al f\u00edsico W. Pauli que vaticin\u00f3 la existencia de un principio de exclusi\u00f3n<\/a> para los fermiones<\/a> que, seg\u00fan la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica, dos part\u00edculas nunca podr\u00edan ocupar el mismo lugar por no permitirlo un principio de exclusi\u00f3n<\/a> al que dieron su nombre. Es decir, para part\u00edculas id\u00e9nticas en un sistema, como por ejemplo los electrones<\/a>, no pueden estar muy juntos y se repelen de manera violenta. As\u00ed, cuando la Gravedad comprime la masa de la estrella y los electrones<\/a> se ven cada m\u00e1s juntos, llega un momento en el cual se sienten enclaustrados y se produce lo que se llama degeneraci\u00f3n de los electrones<\/a> que, en ese momento, comienzan a moverse con velocidades relativistas, hasta tal punto que son capaces de detener a la fiuerza gravitatoria que los comprime y, de esa manera, se estabiliza la estrella enana blanca<\/a> y queda frenada la contracci\u00f3n gravitacional.<\/p>\n

La temperatura inicial, con el paso del tiempo se va enfriando gradualmente, volvi\u00e9ndose m\u00e1s d\u00e9biles y rojas. Las enanas blancas pueden constituir el 30% de la vecindad solar, aunque debido a sus bajas luminosidadesde unas 10-3<\/sup>\/10-4<\/sup> veces la del Sol pasan inadvertidas. La masa m\u00e1xima posible para una enana blanca<\/a> es de 1,44 masas solares, el l\u00edmite de Chandrasekhar<\/a>. Un objeto de masa mayor se contraer\u00eda a\u00fan m\u00e1s para convertirse en estrella de neutrones<\/a> (al degenerarse los neutrones<\/a> en lugar de los electrones<\/a> que no pueden detener esa inmensa gravedad), o, si la masa de la estrella es muy alta, sigue contray\u00e9ndose hasta convertirse en un Agujero Negro.<\/p>\n

Tambi\u00e9n existen las enanas negras, marrones y rojas pero… \u00a1Esas son otras historias!<\/p>\n

emilio silvera<\/p>\n

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