{"id":4302,"date":"2010-10-12T11:41:42","date_gmt":"2010-10-12T09:41:42","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=4302"},"modified":"2010-10-12T19:29:04","modified_gmt":"2010-10-12T17:29:04","slug":"%c2%a1las-estrellas-2","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2010\/10\/12\/%c2%a1las-estrellas-2\/","title":{"rendered":"\u00a1Las estrellas!"},"content":{"rendered":"

Las estrellas, enormes bolas de gas y polvo luminosas que desde su nacimiento producen energ\u00eda por la fusi\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno para formar helio. El t\u00e9rmino, por tanto, no s\u00f3lo incluye estrellas como el Sol, que est\u00e1n en la actualidad quemando hidr\u00f3geno, sino tambi\u00e9n protoestrella<\/a>s, a\u00fan no lo suficientemente calientes como para que dicha combusti\u00f3n haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como las estrellas gigantes y supergigantes, que est\u00e1n quemando otros combustibles nucleares m\u00e1s complejos que el hidr\u00f3geno, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que est\u00e1n formadas por combustibles nuclear gastado.<\/p>\n

La masa m\u00e1xima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual ser\u00eda destruida por su propia radiaci\u00f3n. La masa m\u00ednima est\u00e1 calculada en 0\u201980 masas solares; por debajo de ella, los objetos no ser\u00edan lo suficientemente calientes en sus n\u00facleos como para que comience la combusti\u00f3n del hidr\u00f3geno, y se convertir\u00edan en enanas marrones. Las luminosidades de estrellas var\u00edan desde alrededor de medio mill\u00f3n de veces la luminosidad del Sol para las m\u00e1s calientes hasta menos de una mil\u00e9sima de la del Sol para las enanas m\u00e1s d\u00e9biles. Aunque las estrellas m\u00e1s prominentes visibles a simple vista son m\u00e1s luminosas que el Sol, la mayor\u00eda de las estrellas son en realidad m\u00e1s d\u00e9biles que \u00e9ste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.<\/p>\n

Las estrellas brillan como resultado de la conversi\u00f3n de masa en energ\u00eda por medio de reacciones nucleares, siendo las m\u00e1s importantes las que involucran al hidr\u00f3geno. Por cada kilogramo de hidr\u00f3geno quemado de esta manera, se convierte en energ\u00eda aproximadamente siete gramos de masa (el 7 \u2030). De acuerdo a la famosa ecuaci\u00f3n E = mc2<\/sup>, los siete gramos equivalen a una energ\u00eda de 6\u20193\u00d71014<\/sup> julios. Las reacciones nucleares no s\u00f3lo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que tambi\u00e9n producen elementos m\u00e1s pesados y complejos que el hidr\u00f3geno y el helio.<\/p>\n

Estos elementos pesados y m\u00e1s complejos (litio, carbono, ox\u00edgeno, etc) han sido distribuidos por el espacio, de tal manera que est\u00e1n presentes por todo el universo mediante explosiones de supernovas o por medio de nebulosas planetarias y vientos estelares.<\/p>\n

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De hecho, nuestra presencia aqu\u00ed ser\u00eda imposible sin que el material del que estamos hecho (polvo de estrellas), no se hubiera fabricado antes en alguna estrella lejana, hace miles de a\u00f1os y seguramente a muchos a\u00f1os luz de nuestro sistema solar.<\/p>\n

Las estrellas se pueden clasificar de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca<\/a> o estrella de neutrones<\/a> y, para las m\u00e1s masivas, su evoluci\u00f3n hasta agujeros negros<\/a>.<\/p>\n

Tambi\u00e9n se clasifican por sus espectros, que indica sus temperaturas superficiales. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor de edad. Tambi\u00e9n se clasifican por el m\u00e9todo conocido como evoluci\u00f3n estelar.<\/p>\n

La cantidad de estrellas conocidas en su variedad por uno u otro motivo, es en realidad muy abundante, como por ejemplo:<\/p>\n

Estrella binaria, estrella \u201ccapullo\u201d, de baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja masa, estrella de bario, estrella de bariones<\/a>, estrella de campo, estrella de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, de poblaci\u00f3n I extrema, de poblaci\u00f3n intermedia, estrella de la rama gigante asint\u00f3tica, de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio, de mercurio-manganeso, de metales pesados, de neutrones<\/a>, de quarks<\/a>, de referencia, de silicio, de tecnecio, de tipo intermedio, de tipo tard\u00edo, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estrella est\u00e1ndar, evolucionada, etc, etc.<\/p>\n

Por ser para nosotros la m\u00e1s importante de todas, hablar\u00e9 un poco de nuestra estrella m\u00e1s cercana, esa que hace posible la vida en el planeta Tierra al que env\u00eda luz y calor, el Sol.<\/p>\n

Nuestro Sol, a pesar de su di\u00e1metro de 1.392.530 Km, su enorme masa de 1\u2019989\u00d71030<\/sup> Kg, su volumen de 1\u20193\u00d7106<\/sup>, etc, es en realidad una simple estrella com\u00fan mediana, clasificada como una estrella G2V: una estrella amarilla con una temperatura efectiva de 5.770 K (tipo espectral G2) y una enana de la secuencia (clase de luminosidad V). El Sol est\u00e1 formado en su mayor parte por hidr\u00f3geno (71% en masa), con otra parte de helio (27%) y elementos m\u00e1s pesados (el 2%). Su edad se estima que es de unos 4.600 millones de a\u00f1os.<\/p>\n

En su horno termonuclear fusiona, de manera constante y cada segundo, 4.654.000 toneladas de hidr\u00f3geno, en 4.650.000 toneladas de helio, 4.000 toneladas son lanzadas al espacio en forma de luz y calor, de lo que una parte llega al planeta Tierra. La transferencia de energ\u00eda desde el n\u00facleo hasta la superficie tarda 10 millones de a\u00f1os. En su centro la temperatura se calcula que es de 15\u20196 millones de \u00baK y la densidad de 148.000 Kg\/m3<\/sup>.<\/p>\n

Existen otras curiosidades de luminosidad, magnetismo, viento solar, etc, que estimo poco importantes para este cargo que aqu\u00ed se trata. La vida del Sol est\u00e1 estimada en otros 4.000\/4.500 millones de a\u00f1os m\u00e1s antes de que se convierta en gigante roja, explote y quede finalmente como enana blanca<\/a>.<\/p>\n

Dicho esto, ahora s\u00ed estamos preparados para comprender mejor lo que es un agujero negro<\/a><\/em>.<\/p>\n

Cuando hablamos de un agujero negro<\/a> estamos hablando de un objeto con un campo gravitacional tan intenso que su velocidad de escape<\/a> supera la velocidad de la luz. Los agujeros negros<\/a> se forman cuando las estrellas masivas colapsan al final de sus vidas.<\/p>\n

Un objeto que se colapsa se convierte en un agujero negro<\/a> cuando su radio se hace menor que un tama\u00f1o cr\u00edtico, conocido como radio de Schwarzschild, y la luz no puede escapar de \u00e9l.<\/p>\n

La superficie de tiene este radio cr\u00edtico se denomina horizonte de sucesos<\/em>, y marca la frontera dentro de la cual esta atrapada toda la informaci\u00f3n.\u00a0 De esta forma, los acontecimientos dentro del agujero negro<\/a> no pueden ser observados desde fuera. La teor\u00eda muestra que tanto el espacio como el tiempo se distorsionan dentro del horizonte de sucesos y que los objetos colapsan a un \u00fanico punto del agujero, que se llama singularidad<\/a>, situada en el propio centro del agujero negro<\/a>. Los agujeros negros<\/a> pueden tener cualquier masa.<\/p>\n

Pueden existir agujeros negros<\/a> supermasivos (de 105<\/sup> masas solares) en los centros de las galaxias activas. En el otro extremo, miniagujeros negros<\/a> con un radio de 10–<\/sup>10<\/sup> m y masas similares a las de un asteroide pudieron haberse formado en las condiciones extremas que se dieron poco despu\u00e9s del Big Bang<\/a>.<\/p>\n

Nunca se ha observado directamente un agujero negro<\/a>. Kart Schwarzschild (1.837 \u2013 1.916), dedujo la existencia de agujeros negros<\/a> a partir de las ecuaciones de Einstein<\/a> de la relatividad<\/a> general de 1.915 que, al ser estudiadas en 1.916, un a\u00f1o despu\u00e9s de la publicaci\u00f3n, encontr\u00f3 en estas ecuaciones que exist\u00edan tales objetos supermasivos.<\/p>\n

Antes, en la explicaci\u00f3n sobre las estrellas, queriendo dejarlo para este momento, deje de explicar lo que hace el equilibrio en la vida de una estrella. La estrella est\u00e1 formada por una inmensa nube de gas y polvo que a veces tiene varios a\u00f1os luz de di\u00e1metro. Cuando dicho gas (sus mol\u00e9culas) se va juntando se produce un rozamiento que ioniza los \u00e1tomos de la nube de hidr\u00f3geno que se juntan y se juntan cada vez m\u00e1s, formando un remolino central que gira atrayendo al gas circundante, que poco a poco va formando una inmensa bola. En el n\u00facleo, la fricci\u00f3n es muy grande y las mol\u00e9culas apretadas al m\u00e1ximo por la fuerza de gravedad, por fin produce una temperatura de varios millones de grados K que es la causante de la fusi\u00f3n de los protones<\/a> que forman esos \u00e1tomos de hidr\u00f3geno. La reacci\u00f3n que se produce es una reacci\u00f3n en cadena; comienza la fusi\u00f3n que durar\u00e1 todo el tiempo de vida de la estrella. As\u00ed nacen las estrellas cuyas vidas est\u00e1n supeditadas al tiempo que tarde en ser consumido su combustible nuclear, el hidr\u00f3geno que mediante la fusi\u00f3n es convertido en helio.<\/p>\n

Las estrellas muy grandes, conocidas como supermasivas, son devoradoras de hidr\u00f3geno y sus vidas son mucho m\u00e1s cortas que el de las estrellas normales.<\/p>\n

Una vez que se produce la fusi\u00f3n termonuclear, se ha creado el equilibrio de la estrella; veamos como. La inmensa masa que se juntado para formar la estrella genera una gran cantidad de fuerza de gravedad que tiende a comprimir la estrella bajo su propio peso. La fusi\u00f3n termonuclear generada en el n\u00facleo de la estrella, hace que la estrella tienda a expandirse. En esta situaci\u00f3n, la fusi\u00f3n que expande y la gravedad que contrae, como son fuerzas similares, se contrarresta la una a la otra y as\u00ed la estrella continua brillando en equilibrio perfecto.<\/p>\n

Pero, \u00bfqu\u00e9 ocurre cuando se consume todo el hidr\u00f3geno?<\/p>\n

Esa pregunta sera contestada en otro momento, esto se hizo demasiado largo y, como siempre, no quiero cansar al lector.<\/p>\n

emilio silvera<\/em><\/p>\n

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