{"id":4603,"date":"2011-01-18T10:01:53","date_gmt":"2011-01-18T08:01:53","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=4603"},"modified":"2011-01-19T14:43:12","modified_gmt":"2011-01-19T12:43:12","slug":"%c2%a1las-estrellas-%c2%a1el-sol","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2011\/01\/18\/%c2%a1las-estrellas-%c2%a1el-sol\/","title":{"rendered":"\u00a1Las estrellas! \u00a1El Sol!"},"content":{"rendered":"

Las estrellas, enormes bolas de gas y polvo luminosas que desde su nacimiento\u00a0producen energ\u00eda por la fusi\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno para formar\u00a0helio. El t\u00e9rmino, por tanto, no s\u00f3lo incluye estrellas como el Sol, que est\u00e1n\u00a0en la actualidad quemando hidr\u00f3geno, sino tambi\u00e9n protoestrella<\/a>s, a\u00fan no lo\u00a0suficientemente calientes como para que dicha combusti\u00f3n haya comenzado,\u00a0y varios tipos de objetos evolucionados como las estrellas gigantes y supergigantes,\u00a0que est\u00e1n quemando otros combustibles nucleares m\u00e1s complejos\u00a0que el hidr\u00f3geno, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que est\u00e1n\u00a0formadas por combustibles nuclear gastado.<\/p>\n

La masa m\u00e1xima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima\u00a0de la cual ser\u00eda destruida por su propia radiaci\u00f3n. La masa m\u00ednima est\u00e1\u00a0calculada en 0\u201980 masas solares; por debajo de ella, los objetos no ser\u00edan lo\u00a0suficientemente calientes en sus n\u00facleos como para que comience la combusti\u00f3n\u00a0del hidr\u00f3geno, y se convertir\u00edan en enanas marrones. Las luminosidades\u00a0de estrellas var\u00edan desde alrededor de medio mill\u00f3n de veces la luminosidad\u00a0del Sol para las m\u00e1s calientes hasta menos de una mil\u00e9sima de la\u00a0del Sol para las enanas m\u00e1s d\u00e9biles. Aunque las estrellas m\u00e1s prominentes\u00a0visibles a simple vista son m\u00e1s luminosas que el Sol, la mayor\u00eda de las estrellas<\/p>\n

son en realidad m\u00e1s d\u00e9biles que \u00e9ste y, por tanto, imperceptibles a simple\u00a0vista.<\/p>\n

Las estrellas brillan como resultado de la conversi\u00f3n de masa en energ\u00eda\u00a0por medio de reacciones nucleares, siendo las m\u00e1s importantes las que\u00a0involucran al hidr\u00f3geno. Por cada kilogramo de hidr\u00f3geno quemado de esta\u00a0manera, se convierte en energ\u00eda aproximadamente siete gramos de masa (el\u00a07 \u2030). De acuerdo a la famosa ecuaci\u00f3n E = mc2<\/sup>, los siete gramos equivalen\u00a0a una energ\u00eda de 6\u20193\u00d71014 julios. Las reacciones nucleares no s\u00f3lo aportan el\u00a0calor y la luz de las estrellas, sino que tambi\u00e9n producen elementos m\u00e1s pesados\u00a0y complejos que el hidr\u00f3geno y el helio.<\/p>\n

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Estos elementos pesados y m\u00e1s complejos (litio, carbono, ox\u00edgeno, etc)\u00a0han sido distribuidos por el espacio, de tal manera que est\u00e1n presentes por\u00a0todo el universo mediante explosiones de supernovas o por medio de nebulosas\u00a0planetarias y vientos estelares.<\/p>\n

De hecho, nuestra presencia aqu\u00ed ser\u00eda imposible sin que el material del\u00a0que estamos hecho (polvo de estrellas), no se hubiera fabricado antes en alguna\u00a0estrella lejana, hace miles de a\u00f1os y seguramente a muchos a\u00f1os luz de\u00a0nuestro sistema solar.<\/p>\n

Las estrellas se pueden clasificar de muchas maneras. Una manera es\u00a0mediante su etapa evolutiva: en presencia principal, secuencia principal, gigante,\u00a0supergigante, enana blanca<\/a> o estrella de neutrones<\/a> y, para las m\u00e1s\u00a0masivas, su evoluci\u00f3n hasta agujeros negros<\/a>.<\/p>\n

Tambi\u00e9n se clasifican por sus espectros, que indica sus temperaturas\u00a0superficiales. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas\u00a0con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando\u00a0paulatinamente una mayor de edad. Tambi\u00e9n se clasifican por el m\u00e9todo\u00a0conocido como evoluci\u00f3n estelar.<\/p>\n

La cantidad de estrellas conocidas en su variedad por uno u otro motivo,\u00a0es en realidad muy abundante, como por ejemplo:\u00a0Estrella binaria, estrella \u201ccapullo\u201d, de baja velocidad, con envoltura,\u00a0con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja<\/p>\n

masa, estrella de bario, estrella de bariones<\/a>, estrella de campo, estrella de\u00a0carbono, de circonio, de estroncio, de helio, de poblaci\u00f3n I extrema, de poblaci\u00f3n\u00a0intermedia, estrella de la rama gigante asint\u00f3tica, de litio, de manganeso,\u00a0de manganeso-mercurio, de mercurio-manganeso, de metales pesados,\u00a0de neutrones<\/a>, de quarks<\/a>, de referencia, de silicio, de tecnecio, de tipo intermedio,\u00a0de tipo tard\u00edo, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella\u00a0enana, estrella est\u00e1ndar, evolucionada, etc, etc.<\/p>\n

Por ser para nosotros la m\u00e1s importante de todas, hablar\u00e9 un poco de\u00a0nuestra estrella m\u00e1s cercana, esa que hace posible la vida en el planeta Tierra\u00a0al que env\u00eda luz y calor, el Sol.\u00a0Nuestro Sol, a pesar de su di\u00e1metro de 1.392.530 Km, su enorme masa\u00a0de 1\u2019989\u00d71030<\/sup> Kg, su volumen de 1\u20193\u00d7106, etc, es en realidad una simple\u00a0estrella com\u00fan mediana, clasificada como una estrella G2V: una estrella\u00a0amarilla con una temperatura efectiva de 5.770 K (tipo espectral G2) y una\u00a0enana de la secuencia (clase de luminosidad V). El Sol est\u00e1 formado en su<\/p>\n

mayor parte por hidr\u00f3geno (71% en masa), con otra parte de helio (27%) y\u00a0elementos m\u00e1s pesados (el 2%). Su edad se estima que es de unos 4.600 millones\u00a0de a\u00f1os.<\/p>\n

En su horno termonuclear fusiona, de manera constante y cada segundo,\u00a04.654.000 toneladas de hidr\u00f3geno, en 4.650.000 toneladas de helio,\u00a04.000 toneladas son lanzadas al espacio en forma de luz y calor, de lo que\u00a0una parte llega al planeta Tierra. La transferencia de energ\u00eda desde el n\u00facleo\u00a0hasta la superficie tarda 10 millones de a\u00f1os. En su centro la temperatura se\u00a0calcula 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 que ser\u00e1 tratado en otro comentario m\u00e1s espec\u00edfico. La vida\u00a0del Sol est\u00e1 estimada en otros 4.000\/4.500 millones de a\u00f1os m\u00e1s antes de\u00a0que se convierta en gigante roja que, llegado a su final, eyectar\u00e1 al espacio parte de su material para formar una Nebulosa Planetaria y, la estrella, se contraer\u00e1 m\u00e1s y m\u00e1s hasta que, la degeneraci\u00f3n de los electrones<\/a> frene a la fuerza de Gravedad \u00a0y quede finalmente como enana\u00a0blanca, un objeto de enorme densidad de 109 <\/sup>kg m-3<\/sup>.<\/p>\n

He dejado para el final del comentario a la estrella supermasiva, cuando se convierte en un agujero negro<\/a> se\u00a0contrae tanto que realmente desaparece de la vista, de ah\u00ed su nombre de\u00a0\u201cagujero negro<\/a>\u201d. Su enorme densidad genera una fuerza gravitatoria tan\u00a0descomunal que la velocidad de escape<\/a> supera a la de la luz, por tal motivo,\u00a0ni la luz puede escapar de \u00e9l. En la singularidad<\/a>, dejan de existir el tiempo y\u00a0el espacio; podr\u00edamos decir que el agujero negro<\/a> est\u00e1 fuera, apartado de\u00a0nuestro universo, pero en realidad deja sentir sus efectos ya que, como antes\u00a0dije, se pueden detectar las radiaciones de rayos X<\/a> que emite cuando engulle\u00a0materia de cualquier objeto estelar que se le aproxime m\u00e1s all\u00e1 del punto l\u00edmite\u00a0que se conoce como horizonte de sucesos.<\/p>\n

Con la explicaci\u00f3n anterior he querido significar que, de acuerdo con la\u00a0relatividad<\/a> de Einstein<\/a>, cabe la posibilidad de que una masa redujera sin l\u00edmite\u00a0su tama\u00f1o y se autoconfinara en un espacio infinitamente peque\u00f1o y\u00a0que, alrededor de esta, se forme una frontera gravitacional a la que se ha dado\u00a0el nombre de horizonte de sucesos. He dicho al principio de este apartado\u00a0que en 1.916, fue Schwarzschild el que marca el l\u00edmite de este horizonte de\u00a0sucesos para cualquier cuerpo celeste, magnitud conocida como radio deSchwarzschild que se denota por: R 2GM c2 <\/sup>sch. Donde M es la masa del agujero negro<\/a>, G es la constante gravitacional\u00a0de Newton<\/a>, y c2 <\/sup>es la velocidad de la luz elevada al cuadrado. As\u00ed, el radio\u00a0de Schwarzschil para el Sol que tiene un di\u00e1metro de 1.392.530 Km, ser\u00edade s\u00f3lo tres kil\u00f3metros, mientras que el de la Tierra es de 1 cm: si un cuerpo\u00a0con la masa de la Tierra se comprimiera hasta el extremo de convertirse en\u00a0una singularidad<\/a>, la esfera formada por su horizonte de sucesos tendr\u00eda el\u00a0modesto tama\u00f1o de una bolita o canica de ni\u00f1os. Por otro lado, para una estrella\u00a0de unas 10 masas solares el radio de Schwarzschild es de unos 30 kil\u00f3metros.<\/p>\n

Que para nuestro Sol, como he dicho antes, se quedar\u00eda en s\u00f3lo\u00a0tres kil\u00f3metros, tal es su grado de encogimiento sobre s\u00ed mismo.\u00a0Por otra parte, los acontecimientos que ocurren fuera del horizonte de\u00a0sucesos en un agujero negro<\/a>, tienen un comportamiento como cualquier otro\u00a0objeto c\u00f3smico de acuerdo a la masa que presente. Por ejemplo, si nuestro\u00a0Sol se transformara en un agujero negro<\/a>, la Tierra seguir\u00eda con los mismos\u00a0patrones orbitales que antes de dicha conversi\u00f3n del Sol en agujero negro<\/a>.\u00a0Ahora bien, y en funci\u00f3n de la f\u00f3rmula anteriormente descrita, el horizonte\u00a0de sucesos se incrementa en la medida que crece la masa del agujero a\u00a0medida que atrae masa hacia \u00e9l y se la traga introduci\u00e9ndola en la singularidad<\/a>.<\/p>\n

Las evidencias observacionales nos invitan a pensar que en muchos\u00a0centros de galaxias se han formado ya inmensos agujeros negros<\/a> supermasivos\u00a0que han acumulado tanta masa (absorciones de materia interestelar y estrellas)\u00a0que su tama\u00f1o m\u00e1sico estar\u00eda bordeando el mill\u00f3n de masas solares,\u00a0pero su radio de Schwarzschil no supera ni las 20 UA<\/a> (unidad astron\u00f3mica =\u00a0150 millones de Km), mucho menor que nuestro sistema solar.<\/p>\n

Comprender lo que es una singularidad<\/a> puede resultar muy dif\u00edcil para\u00a0una persona alejada de la ciencia en s\u00ed.\u00a0Es un asunto bastante complejo el de la singularidad<\/a> en s\u00ed misma, y para\u00a0los lectores m\u00e1s alejados de los quehaceres de la f\u00edsica, ser\u00e1 casi imposible\u00a0aceptarla. En el pasado, no fue f\u00e1cil su aceptaci\u00f3n, a pesar de las conclusiones\u00a0radicales que expuso Kart Schwarzschild en su trabajo inspirado en la\u00a0teor\u00eda y ecuaciones de Einstein<\/a>. De hecho, hasta el mismo Einstein<\/a> dud\u00f3 de\u00a0la existencia de tales monstruos cosmol\u00f3gicos. Incluso durante largo tiempo,\u00a0la comunidad cient\u00edfica lo consider\u00f3 como una curiosidad te\u00f3rica. Tuvieron\u00a0que transcurrir 50 a\u00f1os de conocimientos experimentales y observaciones\u00a0astron\u00f3micas para empezar a creer, sin ning\u00fan atisbo de duda, que los agujeros\u00a0negros exist\u00edan realmente.<\/p>\n

El concepto mismo de \u201csingularidad<\/a>\u201d desagradaba a la mayor\u00eda de los\u00a0f\u00edsicos, pues la idea de una densidad infinita se alejaba de toda comprensi\u00f3n.\u00a0La naturaleza humana est\u00e1 mejor condicionada a percibir situaciones que se\u00a0caracterizan por su finitud, cosas que podemos medir y pesar, y que est\u00e1n\u00a0alojadas dentro de unos l\u00edmites concretos; ser\u00e1n m\u00e1s grande o m\u00e1s peque\u00f1as\u00a0pero, todo tiene un comienzo y un final pero\u2026 infinito, es dif\u00edcil de digerir.<\/p>\n

Adem\u00e1s, en la singularidad<\/a>, seg\u00fan resulta de las ecuaciones, ni existe el\u00a0tiempo ni existe el espacio. Parece que se tratara de otro universo dentro de\u00a0nuestro universo toda la regi\u00f3n afectada por la singularidad<\/a> que, eso s\u00ed, afecta\u00a0de manera real al entorno donde est\u00e1 situada y adem\u00e1s, no es pac\u00edfica, ya\u00a0que se nutre de cuerpos estelares circundantes que atrae y engulle.<\/p>\n

La noci\u00f3n de singularidad<\/a> empez\u00f3 a adquirir un mayor cr\u00e9dito cuando\u00a0Robert Oppenheimer, junto a Hartlan S. Snyder, en el a\u00f1o 1.939 escribieron\u00a0un art\u00edculo anexo de otro anterior de Oppenheimer sobre las estrellas de\u00a0neutrones que, aclar\u00f3 bastante bien el mecanismo de la estrella se gran masa al final de su existencia en la secuencia principal, entonces, se ve\u00eda impulsada a implosionar hacia su centro de masas, era literalmente estrujada por la fuerza de gravedad, y, en los agujeros negros<\/a>, \u00a0al contrario de lo que ocurre con las estrellas de neutrones<\/a>, la degeneraci\u00f3n de una part\u00edcula no es suficiente para parar la inexorable fuerza de Gravedad que contrae la masa de la estrella m\u00e1s y m\u00e1s hasta el extremo de que, desaparece de nuestra vista y, adquiere una fuerza gravitatoria de tal magnitud que, ni las luz, que corre a 299.792.458 metros por segundo, tiene la posibilidad de escapar de aquel infernal lugar.<\/p>\n

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

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