{"id":5080,"date":"2013-03-12T04:10:16","date_gmt":"2013-03-12T03:10:16","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=5080"},"modified":"2013-03-12T08:07:59","modified_gmt":"2013-03-12T07:07:59","slug":"%c2%a1sabemos-tanto-de-las-estrellas%c2%a1nos-queda-tanto-por-saber","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2013\/03\/12\/%c2%a1sabemos-tanto-de-las-estrellas%c2%a1nos-queda-tanto-por-saber\/","title":{"rendered":"\u00a1Sabemos tanto de las estrellas!\u00a1Nos queda tanto por saber!"},"content":{"rendered":"

Qu\u00e9 lejos queda ya aquel comentario que hizo un reputado Presidente de la Real Society de Londres: “Nunca sabremos de qu\u00e9 est\u00e1n compuestas las estrellas”. Claro que lo sabemos, desde la Tierra podemos detectar los espectros de los elementos que la conforman y, mucho m\u00e1s. \u00a0Ahora disponemos de la F\u00edsica B\u00e1sica de la fusi\u00f3n solar y se ha hecho posible reelaborar las estimaciones de Kelvin sobre la edad del Sol, y muy exactamente, a partir de las leyes de Newton<\/a> y la velocidad orbital de los planetas.<\/p>\n

El resultado es 1.989 x 1033<\/sup> gramos, el equivalente de 300.000 Tierras. Seg\u00fan revela el espectr\u00f3grafo la composici\u00f3n del Sol, al menos en la superficie, es principalmente hidr\u00f3geno y helio. Conociendo, por consiguiente, la masa el volumen y la composici\u00f3n aproximada del Sol, podemos conocer las condiciones que prevalecen en su centro, donde se producen los procesos termonucleares. Sabemos que la temperatura del n\u00facleo alcanza los 15 millones de grados, la que la densidad es unas doce veces la del plomo (aunque el calor mantiene el denso material en estado gaseoso, y no s\u00f3lido), y que la tasa de la fusi\u00f3n es tal que unos 4,5 millones de toneladas de hidr\u00f3geno se fusionan para formar helio dentro del Sol cada segundo. Se ha calculado que la vida total del Sol est\u00e1 pr\u00f3xima a los 10.000 millones de a\u00f1os. Puesto que la dataci\u00f3n radiom\u00e9trica de los asteroides y la Tierra da unos 5.000 millones de a\u00f1os, debemos concluir que el Sol, actualmente, est\u00e1 a la mitad de su vida, y tiene otros 5.000 millomnes de a\u00f1os de combusti\u00f3n de hidr\u00f3geno de manera que, la Tierra y nosotros (si somos capaces de llegar hasta all\u00ed), gozamos de ese tiempo para resolver muchos problemas que la misma din\u00e1mica del Universo nos trae de camino.<\/p>\n

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El Sol visto por SDO. Imagen NASA<\/p>\n

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Podemos calcular de modo an\u00e1logo los plazos de vida de otras estrellas. La tasa de fusi\u00f3n aumenta seg\u00fan la cuarta potencia de la masa; por consiguiente, las estrellas enanas duran mucho m\u00e1s\u00a0 que las gigantes. Las estrellas menos masivas llegan a tener el 1 por ciento de la masa del Sol, y, si bajan de 0,80 por ciento, nunca podr\u00e1n llegar a ser estrellas como tales al no poder generar el suficiente calor en su interior para que se produjese la fusi\u00f3n y, en tal caso, se quedan como simples planetas. Las estrellas enanas rojas (las que m\u00e1s abundan el Universo).<\/p>\n

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\"Archivo:RedDwarfNASA.jpg\"<\/a><\/p>\n

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Estas peque\u00f1as enanas, \u00a0que ocupan el tercio inferior del Diagrama de Hertzsprung-Russell, queman su combustible de hidr\u00f3geno con tanta mesura que pueden durar mucho m\u00e1s que la edad actual del Universo. En el Otro extremo de la escala, en la cima del Diagrama, est\u00e1n las estrellas gigantes de unas 100 – 120 veces la masa del Sol (si fuesen mucho m\u00e1s grandes, estallar\u00edan apenas empezacen a calentarse, su propia radiaci\u00f3n las destruir\u00eda) Estas inmensas estrellas derrochan el combustible nuclear pr\u00f3digamente, y se quedan sin hidr\u00f3geno en un tiempo relativamente corto para las edades de las estrellas; una estrella diez veces m\u00e1s masiva que el Sol dura menos de 100 millones de a\u00f1os.<\/p>\n

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\"(Foto:<\/p>\n

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La \u00faltima imagen de Betelgeuse nos lleva a pensar que, su fin est\u00e1 muy pr\u00f3ximo. A su alrededor se est\u00e1 creando una nube de gas que comienza a circundarla, lo cual, es indicio mde que, el fin es\u00b4ta pr\u00f3ximo.<\/p>\n

Todas estas consideraciones enriquecieron y estimularon lo que podr\u00edamos llamar la ecolog\u00eda de la V\u00eda L\u00e1ctea. Revelan que las estrellas m\u00e1s espectaculares de las galaxias, las gigantescas estrellas blancoazuladas O y B, esas que vemos brillar azuladas en las nebulosas y que con su fuerte radiaci\u00f3n ultravioleta ionizan el gas circundante y las hace m\u00e1s hermosas, bellas, coloridas y luminosas, pues esas son, amigos m\u00edos, las que tienen la vida m\u00e1s corta. Adentrarse en el nacimiento, vida y muerte de las estrellas, su composici\u00f3n y en qu\u00e9 se pueden convertir al final de sus vidas en funci\u00f3n de sus masas, es fascinante.<\/p>\n

El diagrama de Hertzprung-Russell del c\u00famulo de las Pl\u00e9yades, por ejemplo, presenta casi enteramente estrellas de la serie principal. Esto nos dice que las Pl\u00e9yades son un c\u00famulo j\u00f3ven, en el que no ha pasado bastante tiempo para que ni siquiera las estrellas gigantes se hayan consumido y pasado a la etapa gigante roja. (Se estima que las estrellas de las Pl\u00e9yades tienen menos de cien millones de a\u00f1os.)<\/p>\n

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\"Las<\/a><\/p>\n

El prominente c\u00famulo abierto en Taurus, es, tambi\u00e9n conocido como las Siete Hermanas, se designa como M45. El c\u00famulo se extiende 1,5\u00ba del cielo y contiene unas 100 estrellas, siendo la m\u00e1s brillante de ellas Alcyone. Su di\u00e1metro real es de unos 13 a\u00f1os luz. Se cree que deben haber otros miembros dispersos y situados m\u00e1s lejos. La distancia que nos separa de este grupo de estrellas es de algo m\u00e1s de 400 a\u00f1os-luz.<\/p>\n

En contraposici\u00f3n a la juventud de las Pl\u00e9yades, podr\u00edamos poner a M3 que, a la vasta distancia de unos 30.000 a\u00f1os luz nos contempla y, su edad, se cifra en una edad muy cercana a la del Universo mismo, lo que hace de \u00e9l uno de los m\u00e1s antiguos que se conocen.<\/p>\n

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\"C\u00famulo<\/p>\n

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El c\u00famulo M3 contiene m\u00e1s de medio mill\u00f3n de estrellas viejas que forman el c\u00famulo globular que podeis ver en la imagen.<\/p>\n

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En nuestra escala de tiempo comprimida, si las equiparamos con el tiempo de las estrellas, cada hora equivaldr\u00eda a mil millones de a\u00f1os, todas estas espectaculares estrellas son testigos de muchas de las generaciones que han pasado por el planeta Tierra, mientras ellas, desde sus alturas, nos miran sonrientes, sabiendo que somos “sus hijos” fruto de los elementos que ellas forjaron en sus n\u00facleos a partir de \u00e1tomos ligeros que se transmutaron en \u00e1tomos cada vez m\u00e1s pesados por la variedad de procesos de fusi\u00f3n: de hidr\u00f3geno a helio, en carbono, ox\u00edgeno, magnesio, etc. Todo lo necesario para forjar, en la Nebulosas, nuevas estrellas, nuevos mundos y vida nueva con el material qu\u00edmico-biol\u00f3gico que ellas crearon.<\/p>\n

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\"La<\/a><\/p>\n

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La gran Nebulosa Carina, como otras muchas en el cielo, contiene los elementos necesarios para que, a partir de ellos, surja la vida. Con sus 300 a\u00f1os-luz de di\u00e1metro y a una distancia de m\u00e1s de 7.000 de nosotros, all\u00ed est\u00e1 crando nuevas estrellas y nuevos mundos. El gas interestelar y el polvo c\u00f3smico que, garantiza la continuidad, la regeneraci\u00f3n de las galaxias. Estas nubes son las portadoras de la materia primordial del Universo.<\/p>\n

Bethe nos habl\u00f3 de la reacci\u00f3n prot\u00f3n<\/a>-prot\u00f3n<\/a> pero, s\u00f3lo produc\u00eda Helio. El ciclo del Carbono, tampoco nos sirve: emplea nitr\u00f3geno, carbono y ox\u00edgeno s\u00f3lo como catalizadores sin dar\u00a0origen a m\u00e1s elementos pesados. As\u00ed que, se necesita otra F\u00edsica m\u00e1s imaginativa para llegar hasta los elementos m\u00e1s pesados y reconstruir la complejidad de la fusi\u00f3n nuclear. Llegaron Gamow y, sobre todo Fred Hoyle y su equipo que, finalmente, pudo dar con la piedra Rosetta con la cual pudieron someter a prueba sus ideas.<\/p>\n

“El problam de la s\u00edntesis de elementos -escribieron- est\u00e1 estrechamente ligado al problema de la evoluci\u00f3n estelar.” La curva de abundancia c\u00f3smica de elementos muestra las cantidades relativas de diversas clases de \u00e1tomos que hay en el Universo a gran escala:<\/p>\n

Hidr\u00f3geno, Helio, Litio, Berilio, Boro, Carbono, Ox\u00edgeno, Ne\u00f3n, Silicio, Azufre, Hierro, Plomo, Torio, Uranio (como se puede ver, estoy dando saltos y dejando sin nombrar algunos elementos para poder dejarlo como un resumen). Las diferencias en abundancia son grandes -hay, \u00a0por ejemplo, dos millones de \u00e1tomos de n\u00edquel por cada cuatro \u00e1tomos de plata y cincuenta de tungsteno en la V\u00eda L\u00e1ctea- y, Hoyle pens\u00f3 que aqu\u00ed , como en un jerogl\u00edfico, estaba escrita la historia de la materia del Universo.<\/p>\n

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\"Diagrama<\/p>\n

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Arriba podemos contemplar el proceso Triple Alfa que descubri\u00f3 Hoyle para que las estrellas pudieran llegar al Carbono. Como era muy improbable que se fusionaran tres \u00e1tomos de Helio, la estrella se val\u00eda de un truco. Fusionaba un \u00e1tomo de helio con otro, y obten\u00eda uno de Berilio que, a su vez, se fusionaba con otro de helio y obten\u00eda el de Carbono.<\/p>\n

He + He = Be, y, Be + He = 12<\/sup>C<\/p>\n

La Historia es fascinante, podr\u00edamos estar aqu\u00ed muchos d\u00edas y seguir todos los acontecimientos y transiciones de fase que se producen en las estrellas hasta que, llegado el momento de su muerte, explotan en supernovas y hacen su obra final, producir los elementos m\u00e1s pesados en el calor abrasor de la explosi\u00f3n m\u00e1s grande que el Universo puede contemplar.<\/p>\n

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

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