Astronomía

Astronomía

Uno de los fenómenos más sorprendentes que se pueden observar en el cielo es el de una supernova que delata la muerte de una estrella de masa vieja. Una explosión asi sucede cada pocos cientos de años, cuando el estado interior de una supergigante se hace de pronto tan inestable que la estrella explota violentamente expulsando al espacio una nube de gas de rápido movimiento. En las semanas venideras puede que la supernova llegue a emitir más radiación incluso que el resto de la galaxia a la que pertenece. Se cree que todo empieza con la acumulación de hierro (Fe), resto de estadios previos de combustión nuclear. El núcleo se calienta hasta que el Fe sufre una transformación nuclear. Pero a diferencia de los elementos que utiliza habitualmente en sus reacciones nucleares el Fe absorbe energía al transformarse con lo que deja al núcleo sin energía de calentamiento; éste se vuelve tan inestable que colapsa, haciendo que le caiga encima todo el material de las capas periféricas de la estrella.

Las observaciones hechas sugieren que cuando la masa de Jeans de una nube es igual a muchas masas solares, el colapso de la nube comporta la formación de tantas estrellas como masas solares haya. Al colapsar una nube entera, se producen en su interior contracciones localizadas, en un proceso denominado fragmentación. La temperatura de esas zonas comienza a elevarse, porque su densidad es tan elevada que el calor no escapa fácilmente mientras continúa el colapso. Por último, la temperatura sube hasta el punto de que la presión térmica externa detiene el colapso de esas zonas localizadas, y la fragmentación termina. Esas zonas estables, no colapsantes, de gran densidad y temperatura son las protoestrellas. La siguiente fase de evolución dependerá de la masa de la misma.

Una estrella puede permanecer como gigante o supergigante varios millones de años antes de que cese toda reacción nuclear. Entonces se produce el colapso gravitatorio sin ninguna presión que lo detenga, y puede terminar en una enana blanca, menor que la Tierra pero 1 millón de veces más densa que el agua, con una temperatura superficial con unas pocas decenas de miles de grados de temperatura (Clase espectral O) y muy poco luminosa: unas 1.000 veces menos que el sol. Cuando el núcleo de una estrella tiene una masa final en esa fase de menos del límite de Chandrasekhar, su colapso se detiene en la fase de enana blanca.ç

En una estrella de masa superior al límite de Chandrasekhar , el colapso puede seguir más alla de la fase de enana blanca. Con una masa de entre 1.5 y 3 masas solares, se supone que sigue el colapso hasta alcanzar una gran densidad ( miles de toneladas por cm3). A esas densidades los electrones (-) colisionan con los protones (+) y producen neutrones. Surgen al fin tantos neutrones que los núcleos de los átomos empiezan a desintegrarse y al final sólo quedan neutrones: así se forma una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones tienen propiedades raras: cada una tiene varias masas solares pero unos pocos Km. de diámetro. La capa externa de las estrellas de neutrones es sólida, aunque la estrella original era gaseosa. La densidad de una estrella de neutrones es de unos 1016 kg/m3 por lo que 1 cm3 de su material tendría una masa de 1 · 107 toneladas.

Púlsars
En 1967 los radioastrónomos descubrieron una radiofuente que emitía un pulso de energía radio, muy breve, cada 1.34 segundos. Pronto se captaron más, y una, de la nebulosa del Cangrejo, pulsaba 30 veces por segundo. El objeto debía ser pequeñisimo para tener un giro tan rápido. La ubicación de este púlsar coincide con la ubicación de una supernova que se observó en el año 1054 por unos astrónomos chinos.

Una estrella es una enorme esfera de plasma (gas ionizado) que se mantiene estable siempre que la fuerza gravitatoria que tiende a aplastarla, sea contrarrestada por las reacciones termonucleares que tienden a expandirla. Las estrellas tienen un elevado contenido en hidrógeno, que al fusionarse en helio produce ingentes cantidades de energía. Pero cuando el helio empieza a abundar, pasados unos cuantos miles de millones de años, empieza a fusionarse el helio en otros elementos más pesados como el hierro. Pero esta fusión no produce tanta energía como la primera, y al final la fuerza de gravedad gana la batalla y la estrella colapsa. Y este colapso solo se ve frenado en cierto sentido por la repulsión electrostática de los electrones de los átomos de la estrella. Si la fuerza es lo suficientemente grande como para vencer la repulsión electrostática, los protones se funden con los electrones y tan sólo quedan los neutrones, y la estrella pasa a convertirse en una estrella de neutrones. Este estado es muy poco frecuente, ya que lo más normal es que estalle violentamente en forma de supernova de manera que la presión ocasionada por la fuerza gravitacional se disiparía en cierto sentido y dejaría de colapsarse. Si la estrella de neutrones sigue su colapso, acabaría por ser lo más pequeño posible.

El primero en identificarse fue el Cygnus X-1 en Cygnus una vez señalada su posición se dieron cuenta de que aquella fuente de rallos X tenía una estrella compañera. La supergigante azul llamada HDE 226 868.

El análisis espectroscópico reveló que en torno a esta supergigante, giraba en elipse un objeto invisible. Además su emisión de rayos X variaba bruscamente en intervalos de menos de medio segundo.

Dichas observaciones, implicaban:

Para girar a tal velocidad en una estrella con tanta masa como una supergigante, el objeto invisible tenía que tener una masa de entre 6 y 10 masas solares. para que fluctuase tan aprisa la emision de rayos X, la fuente tendría que tener un diametro inferior a medio segundo luz (1,5 ·105 Km).

Un objeto imperceptible, tan compacto y masivo, es probablemente un agujero negro. Los rayos X emitidos resultan de gases succionados de la supergigante azul, para formar un disco de acreción en torno al agujero negro. A causa de las distintas velocidades existentes en el disco a diferentes distancias del centro, se produce calor por fricción, lo cual termina por emitir rayos X, que son los que detectamos.

¿Por qué giran tan rápido los agujeros negros?
El primer principio de la termodinámica nos dice que la energía ni se crea ni se destruye, y experimentalmente sabemos que la energía se conserva.

En mecánica hay una magnitud denominada momento de inercia (I) de un sólido, una magnitud que nos indica lo que cuesta detener un sólido en rotación. Esto es, a mayor momento de inercia, más fuerza debemos aplicar para pararlo. También tenemos la magnitud conocida como velocidad angular (w), que es el tiempo que tarda un cuerpo rotante en girar un ángulo determinado.

A partir de estas dos magnitudes se define momento angular como L = I·w . Pues bien, en un sistema el momento angular se conserva.

Sabemos que el momento de inercia de una esfera sólida (como una estrella), vale I = 2/5*MR² donde M es la masa y R el radio. Si el radio decrece hasta hacerse muy pequeño pero la masa se mantiene constante, la única magnitud que puede variar para que se conserve la igualdad es la velocidad angular. Por ello si nuestro Sol, que tarda casi 27 días en dar una vuelta sobre sí mismo, se convirtiera en una esfera de 5 km de radio, ¡¡daría 7000 vueltas por segundo!!

Hasta 1974, los astrónomos creían que los agujeros negros eran objetos indestructibles, representantes del estado final de la materia. Pero en ese año, Stephen Hawking descubrió que el intenso campo gravitatorio de un agujero negro podía hacer que se desprendiesen partículas hacia el espacio. De ese modo, el agujero negro, pierde algo de su masa, y sigue haciéndolo hasta estallar en una inmensa erupción de rayos g. El índice de evaporación de los agujeros negros, depende del cuadrado de su masa: un agujero negro de unas 8 masas solares, tarda en evaporarse 1071 años.

¿Por qué nada escapa a la atracción de un agujero negro?

La fuerza gravitatoria que un cuerpo masivo ejerce sobre otro depende de las masas de ambos y su distancia, y de una constante. F = G*Mm/r² donde G es una constante que vale 6,67 * 10-11, M es la masa del cuerpo “grande”, m la del pequeño y r la distancia que los separa.

Una consecuencia de la fuerza de gravedad es la denominada velocidad de escape, que es la mínima velocidad que debe tener un cuerpo para escapar a la actracción gravitatoria de un otro cuerpo más masivo, la velocidad de escape viene dada por v² = 2GM/r² donde G, M y r son los mismos que antes. Por tanto, a una distancia igual al radio de la tierra, esa velocidad vale en torno a 11 km/s.

Ahora bien, teniendo una masa enorme, si el radio es lo suficientemente pequeño puede llegar a darse el caso de que v sea mayor que la velocidad de la luz (c = 3*108 m/s). Y dado que como consecuencia de la relatividad especial la velocidad de la luz no se puede rebasar, si un cuerpo tiene una velocidad de escape mayor a la de la luz, nada puede escapar de su horizonte de sucesos. Y precisamente en los agujeros negros sucede que esta velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz.