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Las estrellas más sorprendentes del universo que nos rodea

Creada01-05-2017
Modificada17-05-2017
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Reseña del Documental Estrellas Extremas de la serie Desmontando el Cosmos

Estrellas Extremas

A simple vista vemos varios miles de estrellas. Casi todas son simples puntos de luz, que sólo se diferencian un poco en el color y el brillo, pero en realidad son muy diverentes esntre sí.

Gigantes y Enanas, Rojas y Azules, algunas viven muy rápido y mueren jóvenes. Otras durarán mil veces más tiempo que nuestro Sol.

En este documental se muestran algunas de las estrellas más sorprendentes del Universo que nos rodea.

Las Primeras Estrellas

Actualmente podemos ver 100 ¿¿Billones?? de galaxias, y cada una tiene alrededor de 100 Billones de estrellas. Hay alrededor de 1000 Trillones de Estrellas en el Universo.

Cuidado: Los americanos usan la palabra Billones con el significado de Mil Millones, mientras que en Español un Billón es un Millón de Millones.

El traductor no lo ha tenido en cuenta y las cantidades son mil veces más grandes de las que son en realidad. En adelante expondré la cantidad real, que es ligeramente más modesta de la que se dice en el documental. Si veis el documental, tenedlo en cuenta.

Actualmente podemos ver 100 Mil Millones de galaxias, y cada una tiene alrededor de 100 Mil Millones de estrellas. Hay alrededor de 10.000 Trillones de Estrellas en el Universo.

Todavía hay muchas cosas que ignoramos sobre las estrellas, por ejemplo, cuándo y como se formaron las primeras estrellas del Universo.

Suponemos que las primeras estrellas eran mucho más grandes que las actuales, y eran mucho más simples.

Hace 13'5 Giga·años, el universo estaba lleno de gas de Hidrógeno y Helio. La gravedad hizo que se formaran grandes acumulaciones de gas que al compactarse en el centro formaron las primeras estrellas.

Cien veces más grandes y mil veces más brillantes que el Sol, eran de un intenso color azul, emitiendo la mayor parte de su luz en el espectro ultravioleta.

Se supone que estas estrellas deberían contener sólo Hidrógeno y Helio, pero se han observado estrellas muy lejanas, supuestamente de 700 Ma dBB y en su espectro luminoso se ha constatado la presencia de Carbono, que no debería existir en una fase tan temprana del Universo.

Dentro de las Estrellas

Creemos entender cómo se produce la energía en el interior de las estrellas, pero no podemos verlo. Si queremos estar seguros podemos construir grandes laboratorios en los que simulemos los procesos nucleares y comprobar si estamos en lo cierto.

Calentando gas de Hidrógeno hasta los 40 Millones de Grados, el gas se convierte en plasma, y aplicando aún más energía se alcanzan los 100 Millones de Grados. Confinando el gas con potentes campos magnéticos se alcanza una gran presión que hace que los núcleos de Hidrógeno se fusionen para formar Helio, desprendiendo gran cantidad de energía en forma de Rayos Gamma.

En el Sol, los rayos Gamma al atravesar los 700.000 Km hasta la superficie, se convierten en Luz Visible que es emitida en todas direcciones en forma de Luz y Calor.

Cuanto más brilla una estrella, es porque su combustión es más rápida, por lo que tendrán una vida más corta. Y el fin de las estrellas masivas es una gigantesca explosión conocida como Supernova.

En el interior de las estrellas hay dos fuerzas opuestas que se mantienen en equilibrio. La Gravedad intenta que toda la masa de la estrella caiga hacia en interior. Pero la reacción nuclear del centro intenta que toda la masa sea expulsada de la estrella. Cuando el combustible nuclear se agota, deja de haber reacciones nucleares y la Gravedad gana la batalla, iniciando un colapso de la masa de la estrella hacia el interior.

El colapso del núcleo de la estrella es muy rápido, ocurre en cuestión de milisegundos, pero la parte exterior de la estrella tarda más tiempo en reaccionar, hasta varias horas, antes de que la estrella colapse hacia el centro. Cuando se produce el colapso de la estrella, la materia choca con el núcleo provocando un estallido más intenso que el de miles de millones de soles, llegando a brillar con más intensidad que toda la galaxia en la que se encuentra.

Restos de una SupernovaDe la explosión surgen jirones y filamentos de materia y gas, con gran cantidad de elementos pesados, como Carbono, Oxígeno, Silicio y Hierro.

Los Telescopios astronómicos han localizado muchas estructuras originadas de la explosión de una estrella, pero ¿sería posible observar una estrella en el momento exacto de la explosión?

Partículas Fantasmales

Bajo 1.400 metros de roca, en las montañas de Abruzzo, Italia, se encuentra un laboratorio preparado para captar neutrinos. Los neutrinos son partículas tan ligeras que son capaces de atravesar el planeta completo sin que apenas unas pocas partículas sean interceptadas. Miles de millones de neutrinos atraviesan cada segundo nuestros cuerpos sin que nos afecten en absoluto, y la mitad proceden del suelo de nuestro planeta, que resulta completamente transparente para ellos.

Los sensores del laboratorio son tan sensibles que en las poquísimas ocasiones en que un neutrino interacciona con ellos son detectados, lo que aún así ocurre muy de tarde en tarde.

Sólo en una ocasión, desde que el observatorio empezó a funcionar, se detectó un pico en el que fueron detectados varios neutrinos al mismo tiempo. Y pocas horas más tarde los telescopios de todo el mundo pudieron observar el estallido de una supernova.

Los astrofísicos creen que cuando colapsa el núcleo de una estrella el 99% de la energía del núcleo es emitido en forma de neutrinos, y cuando horas más tarde colapsa la estrella es cuando se emite la luz que vemos en el cielo.

Si fuera así se podría establecer un sistema de aviso temprano que, al detectar un pico de neutrinos avisase a los telescopios ópticos del mundo con tiempo suficiente para prepararse ante la inminente explosión de una supernova.

Por desgracia no podemos saber aún en qué dirección se producirá la explosión.

Esto tiene fácil solución colocando cuatro detectores similares repartidos alrededor del planeta. Tomando la milésima de segundo en la que cada detector detecta el pico se puede saber con bastante precisión la zona celeste en la que se originó la onda de neutrinos, y donde previsiblemente estallará, pocas horas más tarde, una supernova.

Polvo de Estrellas

Sabemos que nuestro Sistema Solar se formó hace 4'5 Ga a partir de una aglomeración de gas y polvo que incluía, no sólo Hidrógeno y Helio, sino otros muchos elementos pesados, como Carbono, Oxígeno, Calcio y Hierro. Todos esos elementos se formaron en el interior de estrellas que estallaron mucho tiempo atrás y que los arrojaron al espacio para formar nuevas estrellas.

Las nuevas estrellas que incorporaban elementos pesados podían entrar en ignición mucho antes, con menos masa, y con planetas a su alrededor. Y esos planetas podían tener una geología compleja, química y Vida.

Aparte del Hidrógeno, todos los elementos que forman las rocas que nos rodean, nuestros cuerpos, el Calcio de los huesos, el Hierro de nuestros glóbulos rojos, el Carbono o el Oxígeno de nuestras células, nacieron en el interior de estrellas.

Nosotros somos Polvo de Estrellas.

Colisión de Supernovas

No toda la materia original del Sistema Solar quedó incorporada a los planetas. Algunas rocas y fragmentos quedaron orbitando en el espacio y, mucho después de la formación de la Tierra algunos de esos fragmentos han caído a la Tierra en forma de Meteoritos.

En algunos de los meteoritos más antiguos se ha detectado la presencia de inclusiones extrañas que al ser sometidas a un cuidadoso análisis han revelado que meteoritos antiguos chocaron a gran velocidad con fragmentos de rocas y polvo aún más antiguos.

Es posible que, cuando aún se estaba formando el Sistema Solar, cuando aún era una nube de polvo y tierra, la Nebulosa Solar fuera atravesada por gran cantidad de meteoritos procedentes de una reciente y cercana explosión de una Supernova.

En tal caso ¿es posible que la cercana supernova influyera de alguna forma en la formación del Sol y de los planetas del Sistema Solar?

Enanas Rojas

A simple vista, con buena vista, podemos ver unas 9.000 estrellas en el firmamento. Si retiráramos el polvo de la galaxia veríamos algunas, pero no muchas, más. Muchas de ellas son amarillas, como nuestro Sol. Un 1% son Gigantes Azules, que viven muy rápido y mueren jóvenes. Pero más del 75% de las estrellas son Enanas Rojas con un brillo tan tenue que desde la Tierra no podemos verlas a simple vista. La Enana Roja más cercana está a sólo 4 al de distancia, y no podemos verla a simple vista.

Erupción Solar de la estrella EV LacertaeEn 2.008 la Enana Roja EV Lacertae estalló produciendo una emisión energética de Rayos X que duró ocho horas.

¿Cómo es posible que una estrella tan pequeña y aparentemente benigna pueda manifestar una explosión tan violenta?

Una exhaustiva investigación ha revelado que las Enanas Rojas jóvenes tienen una velocidad de rotación elevada, seis veces más rápida que nuestro Sol, y eso genera campos magnéticos muy intensos que frecuentemente provocan intensas deflagraciones y Eyecciones de masa coronal, similares a las de nuestro Sol, pero mucho más intensas. Sin embargo con el tiempo la rotación se va frenando y los campos magnéticos debilitando por lo que en su fase de adultas las Enanas Rojas son muy tranquilas y estables.

Y longevas. Una Enana Roja puede seguir brillando durante un billón de años, cien veces más que una estrella como el Sol.

Radiofaros Cósmicos

En el firmamento hay una clase de estrellas que envían potentes pulsos electromagnéticos a intervalos regulares. Son similares a faros que lanzan un destello de luz a un ritmo regular y preciso. Cuando los radioastrónomos detectaron el primero pensaron que podía tener un origen inteligente y, medio en broma, medio en serio, le pusieron el nombre LGM-1, iniciales de Little Green Men, Pequeños Hombres Verdes.

Posteriormente se han descubierto otras muchas estrellas similares y parece que el origen de esas fuentes de radio es un proceso natural.

Si existen los Pequeños Hombres Verdes, aún no los hemos encontrado.

Para evitar confusiones, se decidió llamarlas Púlsares.

Un púlsar es el núcleo de una estrella que ha estallado expulsando la materia circundante. Su interior está compuesto de neutrones, sin protones ni electrones, y está cubierto con una corteza de Hierro que, sometido a un intensa gravedad, se encuentra cristalizado.

Al no existir capas electrónicas los neutrones están muy pegados entre sí formando una materia MUY densa, tanto que la masa de TODO nuestro Sol estaría encerrada en una esfera de unos 10 Km de diámetro. Una simple cucharadita de té pesaría tanto como una escuadra de portaaviones.

Giran a gran velocidad y de sus polos magnéticos, que no coinciden con el eje de rotación, salen poderosos chorros de rayos X que barren el espacio que les rodea. Sólo unos pocos de esos chorros se dirigen a la Tierra y son detectados en los radiotelescopios terrestres.

La velocidad de rotación de los púlsares es tan elevada que el pulso magnético de algunos se repite 700 veces por segundo, aunque también hay otros púlsares que giran más despacio, a tan sólo una rotación cada diez segundos.

Los púlsares son muy regulares, pero hay uno en particular que ha llamado poderosamente la atención de los astrónomos. Cada 15 minutos se apaga durante unos segundos para luego volver a su actividad normal.

Estrella orbitando alrededor de un PulsarSe cree que hay una estrella rotando a su alrededor que cada 15 minutos pasa entre el pulsar y la Tierra. Y cada vez que el pulso choca con la estrella le arranca partículas de su atmósfera que son atraídas y tragadas por el púlsar. Con el tiempo, los chorros arrancarán toda la atmósfera de su estrella acompañante y la devorarán.

En mi opinión

Si veis el documental, os reitero que tengáis cuidado con los billones.

Respecto a las 100.000 Millones de Galaxias que podemos ver, esas no son más que un 1% de las que hay. Hace dos años, en el artículo La Ciencia del Big Bang calculé más o menos cuantas galaxias existen en el Universo.

Alrededor de Diez Billones.

Ver Ficha de Estrellas Extremas de la serie Desmontando el Cosmos

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