Entropía, púlsares, distancias…

ENTROPÍA:

Se denota con el símbolo S y está referida a la medida de la NO disponibilidad de la energía de un sistema para producir trabajo; en un sistema cerrado, un aumento de la entropía está acompañado por un descenso en la energía disponible.  Cuando un sistema desarrolla un cambio reversible, la entropía (s) cambia en una cantidad igual a la energía transferida al sistema en forma de calor (Q) dividida por la temperatura termodinámica a la cual tiene lugar el proceso (T), es decir:

<> ΔS=Q/T.Sin embargo, todos los procesos reales son en un cierto grado cambios irreversibles y en cualquier sistema cerrado un cambio irreversible siempre está acompañado de un aumento de la entropía.

En un sentido más amplio la entropía puede ser interpretada como una medida del desorden; cuanto mayor es la entropía, mayor es el desorden.

Como cualquier cambio real en un sistema cerrado tiende a una mayor entropía, y por tanto a un mayor desorden, se deduce que si la entropía del Universo está aumentando, la energía disponible está decreciendo (muerte térmica del Universo), si se considera el Universo como un sistema cerrado.  Este aumento de la entropía del Universo es una manera de formular el segundo principio de la termodinámica.

También nosotros mismos, considerados individualmente, como sistemas cerrados, estamos afectados por la entropía que, con el paso del tiempo aumenta y perdemos energía ganando en desorden.  El desorden físico de nuestro sistema animal que, inexorablemente se encamina, imparable, al caos final.  Claro que, mientras eso llega, tenemos la obligación ineludible de contribuir, en la forma que cada cual pueda, para que el mañana sea mejor para aquellos que nos siguen.

Hablemos de los objetos supermasivos y, tras el agujero negro, el más cercano en densidad es una Estrella de Neutrones.  Objeto extremadamente pequeño y denso que se forma cuando una estrella masiva, de 1,5 a 2 M O (masas solares), al finalizar la fusión sufre una explosión de supernova de tipo II.  Durante la explosión, el núcleo de la estrella masiva se colapsa bajo su propia gravedad hasta que, a una densidad de unos 10¹⁷ Kg/m³, los electrones y los protones están tan juntos, que pueden combinarse para formar neutrones.  El objeto resultante, consiste sólo en neutrones, se mantiene estable frente a un mayor colapso gravitacional por la presión de degeneración de los neutrones, siempre que su masa no sea mayor que dos masas solares (límite de Oppenheimer-Volkoff).  Si el objeto fuese más masivo colapsaría  hasta formar un agujero negro.

Una típica estrella de neutrones, con una masa poco mayor que la del Sol, tendría un diámetro de solo unos 30 Km, y una densidad mucho mayor que la que habría en un terrón de azúcar con una masa igual a la de toda la Humanidad.

Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones, menor es su diámetro.  Se cree que las estrellas de neutrones tienen un interior de neutrones superfluidos (es decir, neutrones que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeados por una corteza sólida de más o menos 1 km de grosor compuesta por elementos como el hierro.

Los púlsares con estrellas de neutrones magnetizadas en rotación.  Las binarias de rayos X masivas también se piensa que contienen estrellas de neutrones.

Un pulsar es una fuente de radio desde la que recibimos señales altamente regulares.  Han sido catalogados más de 700 púlsares desde que se descubrió el primero en 1.967.  Como antes dije, son estrellas de neutrones que están en rápida rotación y cuyo diámetro ronda 20-30 Km.  Están altamente magnetizadas (alrededor de 10⁸ tesla), con el eje magnético inclinado con respecto al eje de rotación.  La emisión de radio se cree que surge por la aceleración de partículas cargadas por encima de los polos magnéticos.  A medida que rota la estrella, un haz de ondas de radio barre la Tierra, siendo entonces observado el pulso, de forma similar a la luz de un faro.  Los períodos de los pulsos son típicamente de 1 s, pero varían desde los 1,56 m/s (púlsares de milisegundo) hasta los 4,35.  Los periodos de los pulsos se alargan gradualmente a medida que las estrellas de neutrones pierden energía rotacional, aunque unos pocos púlsares jóvenes son propensos a súbitas perturbaciones conocidas como ráfagas.

Las medidas precisas de tiempos en los púlsares han revelado la existencia de púlsares binarios, y un pulsar, PSR1257+12, se ha demostrado que está acompañado por objetos de masa planetaria.

Han sido detectados destellos ópticos procedentes de unos pocos púlsares, notablemente los púlsares del Cangrejo y Vela.

La mayoría de los púlsares se piensa que se crean en explosiones de supernova por el colapso del núcleo de una estrella supergigantes (Como en el caso de los agujeros negros pero en estrellas menos masivas), aunque en la actualidad hay considerables evidencias de que al menos algunos de ellos se originan a partir de enanas blancas que han colapsado en estrella de neutrones después de una acreción de masa de una estrella compañera, formando lo que se conoce como pulsar reciclada.

La gran mayoría de púlsares conocidos se encuentran en la Vía Láctea y están concentrados en el plano galáctico.  Se estima que hay unos 100.000 púlsares en la Galaxia. Las observaciones de la dispersión interestelar y del efecto Faraday en los púlsares suministran información sobre la distribución de electrones libres y de los campos magnéticos de la Vía Láctea.

Los púlsares se denotan por el prefijo PSR seguido de la posición aproximada en ascensión recta (4 dígitos) y declinación (2 o 3 dígitos), normalmente para la época 1.950,0.  Las cifras pueden estar precedidas por B si las coordenadas son para la época 1.950,0 o I para la época 2.000,0.

Para tener una idea aproximada de estas distancias, pongamos el ejemplo de nuestra Galaxia hermana, Andrómeda, situada (según el cuadro anterior a 725 kiloparsec de nosotros) en el Grupo local a 2,3 millones de años-luz de la Vía Láctea.

¿Nos mareamos un poco?

¡Una barbaridad!

Ahí tenemos la imposibilidad física de viajar a otros mundos y no digamos a otras Galaxias.  Las velocidades que pueden alcanzar en la actualidad nuestros ingenios espaciales no lega ni a 50.000 km/h ¿Cuánto tardarían en recorrer los 21.759.840.000.000.000.000 km que nos separa de Andrómeda?

Incluso el desplazarnos hasta la estrella más cercana, Alfa Centauri, resulta una tarea impensable si tenemos encuentra que la distancia que nos separa es de 4’3 años-luz y un año-luz = 9.460.800.000.000 km.

Hasta que no se busque la manera de esquivar la barrera de la velocidad de la luz, los viajes a otros mundos están algo complicados para nosotros.

La única ventaja a nuestro favor: ¡EL TIEMPO!  Tenemos mucho, mucho tiempo por delante para conseguir descifrar los secretos del Hiperespacio que nos mostraría a otros caminos para desplazarnos por las estrella que, en definitiva, será el destino de la Humanidad.

emilio silvera

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