{"id":21971,"date":"2018-10-04T05:16:26","date_gmt":"2018-10-04T04:16:26","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=21971"},"modified":"2018-10-04T05:16:26","modified_gmt":"2018-10-04T04:16:26","slug":"hay-que-recorrer-un-largo-camino-para-saber-11","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2018\/10\/04\/hay-que-recorrer-un-largo-camino-para-saber-11\/","title":{"rendered":"Hay que recorrer un largo camino para saber"},"content":{"rendered":"
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\u00a0\u00a0\u00a1El futuro incierto!<\/a><\/h2>\n<\/div>\n
\u00a1La Naturaleza!<\/a><\/div>\n

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\u00a0\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0\u00a0 \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Betelgeuse, la estrella supergigante que est\u00e1 en el final de vida<\/div>\n
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\u201cLa masa con la que nace una estrella determina su historia y, sobre todo, la duraci\u00f3n de su vida. Llamamos estrellas masivas a todas aquellas estrellas aisladas que explotan como supernovas al final de su existencia debido al colapso gravitatorio. Para que exploten como supernovas deben tener un m\u00ednimo de alrededor de ocho masas solares. Estrellas con menos masa pueden explotar, pero no por s\u00ed mismas (deben darse otras condiciones). Y hay par\u00e1metros secundarios que pueden introducir cambios, pero la masa es determinante.\u201d<\/p>\n

\u201cEn cuanto al m\u00e1ximo, el l\u00edmite est\u00e1 en lo que la naturaleza sea capaz de producir. Hasta hace poco se cre\u00eda que este l\u00edmite estaba en torno a monstruos de 150 masas solares, aunque recientes trabajos lo elevan hasta 300. No obstante, no es un dato seguro ya que, cuanto m\u00e1s masiva es una estrella, menos vive, con lo cual estrellas m\u00e1s grandes ser\u00edan dif\u00edciles de observar.\u201d<\/p>\n

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La NASA capta con sus telescopios la explosi\u00f3n estelar, que es la m\u00e1s cercana de este tipo desde hace dos d\u00e9cadas. \/ Image Credit: NASA\/Swift\/P. Brown, TAMU<\/div>\n
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Verdaderamente si pudi\u00e9ramos contemplar de cerca, el comportamiento de una estrella cuando llega el final de su vida, ver\u00edamos como es, especialmente intrigante las transiciones de fase de una estrella en implosi\u00f3n observada desde un sistema de referencia externo est\u00e1tico, es decir, vista por observadores exteriores a la estrella que permanecen siempre en la misma circunferencia fija en lugar de moverse hacia adentro con la materia de la estrella en implosi\u00f3n. La estrella, vista desde un sistema externo est\u00e1tico, empieza su implosi\u00f3n en la forma en que uno esperar\u00eda.<\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

Al igual que una pesada piedra arrojada desde las alturas, la superficie de la estrella cae hacia abajo (se contrae hacia adentro), lentamente al principio y luego cada vez m\u00e1s r\u00e1pidamente. Si las leyes de gravedad de\u00a0Newton<\/a><\/a>\u00a0hubieran sido correctas, esta aceleraci\u00f3n de la implosi\u00f3n continuar\u00eda inexorablemente hasta que la estrella, libre de cualquier presi\u00f3n interna, fuera aplastada en un punto de alta velocidad. Pero no era as\u00ed seg\u00fan las f\u00f3rmulas relativistas que aplicaron Oppenheimer y Snyder. En lugar de ello, a medida que la estrella se acerca a su circunferencia cr\u00edtica su contracci\u00f3n se frena hasta hacerse a paso lento. Cuanto m\u00e1s peque\u00f1a se hace la estrella, m\u00e1s lentamente implosiona, hasta que se congela exactamente en la circunferencia cr\u00edtica y, dependiendo de su masa, explosiona como supernova para formar una inmensa nebulosa o, se tranforma en nebulosa planetaria, m\u00e1s peque\u00f1a.<\/p>\n

\"Eta<\/div>\n

La gran erupci\u00f3n de Eta Carinae en la d\u00e9cada de 1840 cre\u00f3 la nebulosa del Hom\u00fanculo, mostrada aqu\u00ed en una imagen tomada por el Hubble<\/a>. Con una longitud ahora de un a\u00f1o-luz, la nube en expansi\u00f3n contiene suficiente material para hacer por lo menos 10 copias de nuestro Sol. Los astr\u00f3nomos a\u00fan no pueden explicar qu\u00e9 caus\u00f3 esta explosi\u00f3n. Cr\u00e9dito: NASA, ESA, y el Hubble<\/a> SM4 ERO Team<\/em><\/p>\n

Ah\u00ed podemos observar a una estrella muy joven, de dos o tres millones de a\u00f1os que, en un futuro lejano ser\u00e1 una gran Supernova. Los procesos que podr\u00edamos observar al final de la vida de una estrella gigante\u2026 \u00a1Son fascinantes! Ese punto azulado que vemos envuelto en una masa de gas y polvo, no es otra cosa que la estrella Eta Carinae, una variable luminosa azul hipermasiva. Su masa puede osciular entre las 100 y 150 masas solares y, como el l\u00edmite para la masa de una estrella est\u00e1 estipulado en 120 masas solares, \u00e9sta de arriba, para no ser destru\u00edda por su propia radiaci\u00f3n, eyecta material al espacio interestelar para descongestionarse.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

En la escena que antes explicabamos, por mucho tiempo que nos quedemos esperando y comtemplando el suceso, si uno est\u00e1 en reposo fuera de la estrella (es decir, en reposo en el sistema de referencia externo est\u00e1tico), uno nunca podr\u00e1 ver que la estrella implosiona a trav\u00e9s de la circunferencia cr\u00edtica. Ese fue el mensaje inequ\u00edvoco que Oppenheimer y Snyder nos enviaron. Para poder ver eso, habr\u00eda que estar dentro de la estrella, instalado en la materia que est\u00e1 sufriendo la contracci\u00f3n y, no sabemos porque eso es as\u00ed.<\/p>\n

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\"\"<\/p>\n

\u00bfSe debe esta congelaci\u00f3n de la implosi\u00f3n a alguna fuerza inesperada de la\u00a0relatividad<\/a><\/a>\u00a0general en el interior de la estrella? No, en absoluto, advirtieron Oppenheimer y Snyder. M\u00e1s bien se debe a la dilataci\u00f3n gravitatoria del tiempo (el frenado del flujo del tiempo) cerca de la circunferencia cr\u00edtica. Tal como lo ven los observadores est\u00e1ticos, el tiempo en la superficie de la estrella en implosi\u00f3n debe fluir cada vez m\u00e1s lentamente cuando la estrella se aproxima a la circunferencia cr\u00edtica; y, consiguientemente, cualquier cosa que ocurre sobre o en el interior de la estrella, incluyendo su implosi\u00f3n, debe aparecer como si el movimiento se frenara poco a poco hasta congelarse.<\/p>\n

Por extra\u00f1o que esto pueda parecer, a\u00fan hab\u00eda otra predicci\u00f3n m\u00e1s extra\u00f1as de las f\u00f3rmulas de Oppenheimer y Snyder: si bien es cierto que vista por observadores externos est\u00e1ticos la implosi\u00f3n se congela en la circunferencia cr\u00edtica, no se congela en absoluto vista por los observadores que se mueven hacia adentro con la superficie de la estrella. Si la estrella tiene una masa de algunas masas solares y empieza con un tama\u00f1o aproximado al del Sol, entonces vista desde su propia superficie implosiona hacia la circunferencia cr\u00edtica en aproximadamente una hora, y luego sigue implosionando m\u00e1s all\u00e1 de la criticalidad hacia circunferencias m\u00e1s peque\u00f1as.<\/p>\n

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All\u00e1 por el a\u00f1o 1939, cuando Oppenheimer y Snyder descubrieron estas cosas, los f\u00edsicos ya se hab\u00edan acostumbrados al hecho de que el tiempo es relativo; el flujo del tiempo es diferente medido en diferentes sistemas de referencia que se mueven de diferentes formas a trav\u00e9s del Universo. Claro que, nunca antes hab\u00eda encontrado nadie una diferencia tan extrema entre sistemas de referencia. Que la implosi\u00f3n se congele para siempre medida en el sistema externo est\u00e1tico, pero contin\u00fae avanzando r\u00e1pidamente superando al punto de congelaci\u00f3n medida en el sistema desde la superficie de la estrella era extraordinariamente dif\u00edcil de comprender. Nadie que estudiara las matem\u00e1ticas de Oppenheimer y Snyder se sent\u00eda c\u00f3modo con semejante distorsi\u00f3n extrema del tiempo. Pero ah\u00ed estaba, en sus f\u00f3rmulas. Algunos pod\u00edan agitar sus brazos con explicaciones heur\u00edsticas, pero ninguna explicaci\u00f3n parec\u00eda muy satisfactoria. No ser\u00eda completamente entendido hasta finales de los cincuenta.<\/p>\n

Fue Wheeler el que discrep\u00f3 del trabajo de Oppenheimer y Snyder, alegando, con toda la raz\u00f3n que, cuando ellos hab\u00edan realizado su trabajo, habr\u00eda sido imposible calcular los detalles de la implosi\u00f3n con una presi\u00f3n realista (presi\u00f3n t\u00e9rmica, presi\u00f3n de degeneraci\u00f3n y presi\u00f3n producida por la fuerza nuclear), y con reacciones nucleares, ondas de choque, calor, radiaci\u00f3n y expulsi\u00f3n de masa. Sin embargo, los trabajos desde las armas nucleares de los veinte a\u00f1os posteriores proporcionaron justamente las herramientas necesarias.<\/p>\n

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Presi\u00f3n, reacciones nucleares, ondas de choque, calor radiaci\u00f3n y expulsi\u00f3n de masa eran todas ellas caracter\u00edsticas fundamentales de una bomba de hidr\u00f3geno; sin ellas, una bomba no explosionar\u00eda. A finales de los a\u00f1os cincuenta, Stirling Colgate qued\u00f3 fascinado por el problema de la implosi\u00f3n estelar. Con el apoyo de Edward Teller, y en colaboraci\u00f3n con Richard White y posteriormente Michael May, Colgate se propuso simular semejante implosi\u00f3n en un ordenador. Sin embargo, cometieron un error, mantuvieron algunas de las simplificaciones de Oppenheimer al insistir desde el principio en que la estrella fuera esf\u00e9rica y sin rotaci\u00f3n, y, aunque tuvieron en cuenta todos los argumentos que preocupaban a Wheeler, aquello no qued\u00f3 perfeccionado hasta despu\u00e9s de varios a\u00f1os de esfuerzo y, a comienzo de los a\u00f1os sesenta ya estaban funcionando correctamente.<\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

Un d\u00eda a principio de los a\u00f1os sesenta, John Wheeler entr\u00f3 corriendo en la clase de\u00a0relatividad<\/a><\/a>\u00a0de la Universidad de Princeton. Llegaba un poco tarde, pero sonre\u00eda con placer. Acababa de regresar de una visita a Livermore donde hab\u00eda visto los resultados de las simulaciones recientes de Colgate y su equipo. Con excitaci\u00f3n en su voz dibuj\u00f3 en la pizarra un diagrama tras otro explicando lo que sus amigos de Livermore hab\u00edan aprendido.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Cuando la estrella en implosi\u00f3n ten\u00eda una masa peque\u00f1a, desencadenaba una implosi\u00f3n de supernova y formaba una estrella de\u00a0neutrones<\/a>\u00a0precisamente en la forma que Fritz Wicky hab\u00eda especulado treinta a\u00f1os antes. Sin embargo, si la estrella original era m\u00e1s masiva lo que all\u00ed se produc\u00eda (aparte de la explosi\u00f3n supernova) era un\u00a0agujero negro<\/a><\/a>\u00a0notablemente similar al altamente simplificado\u00a0 modelo que veinticinco a\u00f1os\u00a0 calcularon Oppenheimer y Snyder. Vista desde fuera, la implosi\u00f3n se frenaba y se quedaba congelada en la circunferencia cr\u00edtica, pero vista por alguien en la superficie de la estrella, la implosi\u00f3n no se congelaba en absoluto. La superficie de la estrella se contra\u00eda a trav\u00e9s de la circunferencia cr\u00edtica y segu\u00eda hacia adentro sin vacilaci\u00f3n.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Lo cierto fue que all\u00ed, por primera vez, se consigui\u00f3 simular por ordenador la implosi\u00f3n que deb\u00eda producir\u00a0agujeros negros<\/a><\/a>. Est\u00e1 claro que la historia de todo esto es mucho m\u00e1s larga y contiene muchos m\u00e1s detalles que me he saltado para no hacer largo el trabajo que, en realidad, s\u00f3lo persigue explicar a ustedes de la manera m\u00e1s simple posible, el trabajo que cuesta obtener los conocimientos que no llegan (casi nunca) a trav\u00e9s de ideas luminosas, sino que, son el resultado del trabajo de muchos.<\/p>\n

Hoy, sabemos mucho m\u00e1s de c\u00f3mo finaliza sus d\u00edas una estrella y, dependiendo de su masa, podemos decir de manera precisa que clase de Nebulosa formar\u00e1, que clase de explosi\u00f3n (si la hay) se producir\u00e1, y, finalmente, si el resultado de todo ello ser\u00e1 una estrella\u00a0enana blanca<\/a><\/a>\u00a0que encuentra su estabilidad final por medio del Principio de exclusi\u00f3n de Pauli (en mec\u00e1nica cu\u00e1ntica)que se aplica a los\u00a0fermiones<\/a><\/a>\u00a0pero no a los Bosones (son\u00a0fermiones<\/a><\/a>\u00a0los\u00a0quarks<\/a>,\u00a0electrones<\/a>,\u00a0protones<\/a>\u00a0y\u00a0neutrones<\/a>), en virtud del cual dos part\u00edculas id\u00e9nticas en un sistema, como los\u00a0electrones<\/a>\u00a0en un \u00e1tomo o\u00a0quarks<\/a>\u00a0en un\u00a0hadr\u00f3n<\/a>\u00a0(prot\u00f3n<\/a><\/a>\u00a0o\u00a0neutr\u00f3n<\/a><\/a>, por ejemplo), no pueden poseer un conjunto id\u00e9ntico de n\u00fameros cu\u00e1nticos.<\/p>\n

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La estrella azul cerca del centro de esta imagen es Zeta Ophiuchi. Cuando se ve en luz visible aparece como una estrella roja relativamente d\u00e9bil rodeada de otras estrellas tenues y sin polvo. Sin embargo, en esta imagen infrarroja tomada con campo amplio por el Explorador Infrared Survey de la NASA, o WISE, un punto de vista completamente diferente emerge. Zeta Ophiuchi es en realidad una muy masiva y caliente estrella azul, brillante que traza su camino a trav\u00e9s de una gran nube de polvo y gas interestelar.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Una estrella masiva alej\u00e1ndose de su antiguo compa\u00f1ero se manifiesta haciendo un imponente surco a trav\u00e9s de polvo espacial, como si se tratase de la proa de un barco. La estrella, llamada Zeta Ophiuchi, es enorme, con una masa de cerca de 20 veces la de nuestro Sol. En esta imagen, en los que se ha traducido la luz infrarroja a colores visibles que vemos con nuestros ojos, la estrella aparece como el punto azul en el interior del arco de choque. Zeta Ophiuchi orbit\u00f3 una vez alrededor de una estrella a\u00fan m\u00e1s grande. Pero cuando la estrella explot\u00f3 en una supernova, Zeta Ophiuchi se dispar\u00f3 como una bala. Viaja a la friolera velocidad de 24 kil\u00f3metros por segundo arrastrando con ella un conglomerado de polvo que distorsiona la regi\u00f3n por la que pasa.<\/p>\n

Mientras la estrella se mueve trav\u00e9s del espacio, sus poderosos vientos empujan el gas y el polvo a lo largo de su camino en lo que se llama un arco de choque. El material en el arco de choque est\u00e1 tan comprimido que brilla con luz infrarroja que\u00a0 WISE puede captar. El efecto es similar a lo que ocurre cuando un barco cobra velocidad a trav\u00e9s del agua, impulsando una ola delante de \u00e9l.\u00a0 Esta onda de choque queda completamente oculta a la luz visible. Las im\u00e1genes infrarrojas como esta son importantes para arrojar nueva luz sobre lo que ocurre en situaciones similares.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Pero, siguiendo con el tema de las implosiones de las estrellas, \u00bfcu\u00e1l es la raz\u00f3n por la que la materia no se colapsa, totalmente, sobre s\u00ed misma? El mismo principio que impide que las estrellas de\u00a0neutrones<\/a>\u00a0y las estrellas enanas blancas implosionen totalmente y que, llegado un momento, en las primeras se degeneran los\u00a0neutrones<\/a>\u00a0y en las segundas los\u00a0electrones<\/a>, y, de esa manera, se frena la compresi\u00f3n que produc\u00eda la gravedad y quedan estabilizadas gracias a un principio natural que hace que la materia normal sea en su mayor parte espacio vacio tambi\u00e9n permite la existencia de los seres vivos. El nombre t\u00e9cnico es: El Principio de Exclusi\u00f3n de Pauli y dice que dos\u00a0fermiones<\/a><\/a>\u00a0(un tipo de part\u00edculas fundamentales) id\u00e9nticos y con la misma orientaci\u00f3n no pueden ocupar simult\u00e1neamente el mismo lugar en el espacio. Por el contrario, los\u00a0bosones<\/a><\/a>\u00a0(otro tipo de part\u00edculas, el\u00a0fot\u00f3n<\/a>, por ejemplo) no se comportan as\u00ed, tal y como se ha demostrado recientemente por medio de la creaci\u00f3n en el laboratorio de los condensados de Bose-Einstein<\/a><\/a>.<\/p>\n

\u00bfCu\u00e1l es la diferencia?<\/p>\n

\"bosonvsf_med.gif\"<\/a><\/div>\n

Los bosones<\/a> son sociables; les gusta estar juntos. Como regla general, cualquier \u00e1tomo con un n\u00famero par de electrones<\/a>+protones+neutrones es un bos\u00f3n<\/a>. As\u00ed, por ejemplo, los \u00e1tomos del sodio ordinario son bosones<\/a>, y pueden unirse para formar condensados Bose-Einstein<\/a>.<\/p>\n

Izquierda:<\/strong>\u00a0Los bosones<\/a> son sociables; los fermiones<\/a> son antisociales.<\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n


\n<\/a><\/p>\n

Los\u00a0fermiones<\/a><\/a>, por otro lado, son antisociales. No pueden juntarse en el mismo estado cu\u00e1ntico (por el \u0093Principio de Exclusi\u00f3n de Pauli\u0094 de la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica). Cualquier \u00e1tomo con un n\u00famero impar de\u00a0electrones<\/a>+protones+neutrones, como el potasio-40, es un\u00a0fermi\u00f3n<\/a><\/a>.<\/p>\n

Pero, est\u00e1bamos diciendo: \u201c\u2026no pueden poseer un conjunto id\u00e9ntico de n\u00fameros cu\u00e1nticos.\u201d A partir de ese principio, sabemos que, cuando una estrella como nuestro Sol deja de fusionar Hidr\u00f3geno en Helio que hace que la estrella deje de expandirse y quede a merced de la Gravedad, \u00e9sta implosionar\u00e1 bajo el peso de su propia masa, es decir, se contraer\u00e1 sobre s\u00ed misma por la fuerza gravitatoria pero, llegar\u00e1 un momento en el cual, los\u00a0electrones<\/a>, debido a ese\u00a0principio de exclusi\u00f3n<\/a><\/a>\u00a0de Pauli que les impide estar juntos, se degeneran y se mover\u00e1n de manera aleatoria con velocidades relativista hasta el punto de ser capaces de frenar la fuerza provocada por la gravedad, y, de esa manera, quedar\u00e1 estabilizada finalmente una estrella\u00a0enana blanca<\/a><\/a>.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Si hablamos de una estrella supermasiva, su produce la implosi\u00f3n arrojando las capas externas al espacio interestelar mientras que el grueso de la estrella se comprime m\u00e1s y m\u00e1s sin que nada la pueda frenar, aqu\u00ed no sirve el Principipo de exclusi\u00f3n de Pauli para los\u00a0fermiones<\/a><\/a>\u00a0y, es tal la fuerza gravitatoria que se desencadena como consecuencia de que la estrella supergigante no puede seguir fusionando y queda a merce4d de una sola fiuerza: La Gravedad, que \u00e9sta, la comprime hasta lo inimaginable para convertir toda aquella ingente masa en una\u00a0singularidad<\/a><\/a>, es decir, un punto de densidad y energ\u00eda \u201cinfinitas\u201d que ni la luz puede escapar de all\u00ed, y, el tiempo se ralentiza y el espacio se curva a su alrededor.<\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

Si la estrella original es m\u00e1s masiva, la degeneraci\u00f3n de los\u00a0electrones<\/a>\u00a0no ser\u00e1 suficiente para frenar la fuerza gravitatoria y, los\u00a0electrones<\/a>\u00a0se fusionaran con los\u00a0protones<\/a>\u00a0para convertirse en\u00a0neutrones<\/a>\u00a0que, bajo el mismo\u00a0principio de exclusi\u00f3n<\/a><\/a>\u00a0sufrir\u00e1n la degeneraci\u00f3n que frenar\u00e1 la fuerza de gravedad quedando entonces una estrella de\u00a0neutrones<\/a>. Por \u00faltimo, si la estrella es, a\u00fan m\u00e1s masiva, ni la degeneraci\u00f3n de los\u00a0neutrones<\/a>\u00a0ser\u00e1 suficiente para frenar la inmensa fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella que, continuar\u00e1 la implosi\u00f3n contray\u00e9ndose cada vez m\u00e1s hasta desaparecer de nuestra vista convertida en un\u00a0agujero negro<\/a><\/a>.<\/p>\n

\u00bfQu\u00e9 forma adoptar\u00e1, qu\u00e9 transici\u00f3n de fase se produce en la materia dentro de una Singularidad?<\/p>\n

\u00a1Resulta todo tan complejo!<\/p>\n

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

\r\n\t\t\r\n\t\t
<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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