Las cosas del Universo

Con frecuencia podemos oír a conferenciantes decir que, una estrella nace, vive, evoluciona y muere hasta que, agota su combustible nuclear de fusión y, dependiendo de la masa inicial, se convierta en otra cosa distinta después de expulsar al espacio interestelar una parte de su masa. El resto (la mayor parte), se contrae debido a que, habiendo desaparecido la fuente de fusión que expandía la estrella y contrarrestaba a la fuerza de Gravedad creando el equilibrio que la mantendría estable durante toda su vida, no podía impedir que la implosión se produjera y, literalmente, quedaba aplastada bajo el peso de su propia masa para convertirse, dependiendo de su masa, en una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.

Comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35.500 K.

Así que, según lo anterior podríamos decir que una enana blanca es un objeto estelar compacto que soporta el colapso bajo su propia gravedad por la presión de degeneración de los electrones. Las enanas blancas se forman con los productos finales de la evolución de las estrellas de masa relativamente baja (alrededor de la la del Sol), y, como decimos, estrellas de masa mayor acabarán como estrellas de neutrones o agujeros negros.

Las enanas blancas consisten en núcleos de helio (y núcleos de carbono y oxígeno en los casos más masivos) y un gas degenerado de electrones. La densidad de una enana blanca típica es de 10⁹ kg m^-3; las masas y radios de las enanas blancas se aproximan a 0,7 masas solares y 10³ km, respectivamente. Hay una masa máxima para las enanas blancas, por encima de la cual son inestables al colapso gravitacional: esta se conoce como el límite de Schandrasekhar, que es el del orden de 1,4 masas solares.

Todos conocemos, por haberla contemplando muchas veces, lo que es una Nebulosa planetaria. Se forma al final de la vida de una estrella como el Sol, y en su fase de gigante roja al final de su vida,  eyecta material al espacio interestelar mientras que la masa de la la estrella se contrae y se convierte en una enana blanca. El núcleo contraído que ha alcanzado un tamaño similar al de la Tierra (es decir, de tener un diámetro de 1 392 530 km., se queda en unos 13 000 km. -de ahí su inmensa densidad-). La enana blanca que nos queda al final, cuando el gas y el polvo eyectados que al principio la envuelve se dispersa, queda expuesta a la vista como un objeto muy compacto y relativamente pequeño si pensamos en sus dimensiones originales. Su densidad que puede llegar a 5 x 10⁸ kg/m^3, sólo puede evitar su propio colapso debido a la degeneración de los electrones. Las temperaturas que alcanzan estas estrellas enanas llegan hasta los 10 000 K debido a la temperatura atrapada en su superficie, y liberada por combustiones  nucleares previas y por la contracción gravitacional.

Gradualmente se enfrían, volviéndose más débiles y rojas. Las enanas blancas pueden constituir el 30% de las estrellas de la vecindad solar, aunque debido a sus bajas luminosidades (típicamente 10^-3 a 10^-4 veces la del Sol pasan inadvertidas. Se han dado /y se seguirán dando/ casos de estrellas enanas que, al tener una compañera cercana, ejerce sobre ella su fuerza de Gravedad e manera tal que, termina robándole masa a la estrella compañera que se va adhiriendo a ella, y, llega el momento en el cual, el incremento de masa la hace sobrepasar un límite que no le permite seguir siendo una estrella enana blanca, así que, se convierte en una de Neutrones.

Las estrellas de neutrones son objetos extremadamente pequeños y densos (para ser estrella) y es creado a partir de una estrella masiva cuando explosiona como Supernova 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/m^3, los electrones y los protones están tan juntos, que pueden combinarse para formar neutrones. El objeto resultante, consiste solo en neutrones, se soporta frente a un mayor colapso gravitacional por la presión de degeneración de los neutrones, siempre que su masa no sea mayor que unas dos masas solares (limite de Openhemier-Volkoff). Si el objeto fuese más másivo colapsaría hasta ser un aguejro negro.

Una típica estrella de neutrones con una masa poco mayor que la del Sol, tendría un diámetro de unos 20 km o poco más 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 tiene un interior de neutrones que se comporta como un fluido de viscosidad cero, rodeado por una corteza sólida de más o menos 1 km de grosos compuesta de elementos como el hierro. Los Púlsares son estrellas de neutrones magnetizadas en rotación. Las binarias de rayos X masivas también se piensa que contienen estrellas de neutrones.

Como nunca se ha podido fotografiar un agfujero negro, nos tenemos que conformar con recrearlo (mejor o peror) según los tenemos en nuestras mentes dfe acuerdo a los datos fiuables que de ellos conocemos, y, arriba, aparece una imagen que pretende (no con mucho éxito) hacenros ver uno de estos extraños objetos.

Estamos ya en la Tercera Fase de una estrella que, sólo se produce, cuando esta es muy masiva. La estrella, llegado el final de su historia como objeto brillante, consumido todo su combustible nuclear de fusión, queda a merced de la Gravedad que su propio peso genera. La Gravedad, esa fuerza del Universo presente allí donde residen objetos grandes de mucha masa, y, cuando llega ese momento final de la estrella, ejerce su terrible fuerza y literalmente aplasta y comprime a la estrella que se ve reducida más más, ni la degeneración de electrones (como en la enana blanca)  ni la degeneración de neutrones  (como en la estrella de neutrones), puede frenar la intensa fuerza gravitatoria que continúa más y más contrayendo la masa de la estrella masiva, y, llega hasta tal punto en el que la gravedad es tan intensa que su velocidad de escape supera a la de la luz.

Así, este objeto colapsado, se ha convertido en un agujero negro cuando su radio se hace menor que un tamaño crítico, conocido como radio de Schwarzschild, y la luz ya no puede escapar de él. La superficie que tiene este radio crítico se denomina horizonte de sucesos, y marca la frontera dentro de la cual está atrapada toda la información. De esta forma, los acontecimientos dentro del agujero negro no pueden ser observados desde fuera. La teoría muestra que tanto el espacio como el tiempo se distorsionan dentro del horizonte de sucesos y que los objetos colapsan hacia un único punto: la singularidad situada en el centro del agujero negro.

Sabemos que los agujeros negros pueden tenerr cualqu¡er masa, y, los supermasivos, pueden llegar a tener hastra miles de millones de veces la masa del Sol. Son como monstruos estelares que devoran toda la materia que los circundan. Nadie sabe ni se ha podido explicar hasta el momento en qué se convierte la masa original que formó al agujero negro, toda vez que, los electrones y protones de la estrella original se fundieron para convertirsde en neutrones, y, en las estrella de ese nombre, éstos pudieron frenar a la gravedad. Sin embargo, en los agujeros negros, es tanta la fuerza de Gravedad que nada, puede frenarla y sigue y sigue comprimiendo la materia de la estrella masiva hasta que, literalmente, esta desaparece de nuestra vista, se convierte en singularidad rodeada de un horizonte y, nada queda en este mundo. ¿Dónde estará toda aquella masa? ¿En que se convirtió?

Nos queda mucho por aprender de las estrellas, y, desde luego, no pdoemos quejarnos de lo que hasta hoy hemos podido conseguir. Recuerdo aquel Presidente de una Sociedad de renombre en Londres cuando dijo: “Nunca sabremos de qué están hechas las estrellas”, y, poco después, llegó Franhoufer y desmintió aquel comentario al averiguar por sus expectros la composición de los astros del cielo.

Recuerdo que, parecido a este escrito pero más extenso y con más datos, pude dar una charla en cierta Sociedad Cultural, y, el debate duró un par de horas. Todo el mundo salió satisfecho y, algunos, salieron sabiendo mucho más que cuando entraron.

Ahora que caigo, ¿de dónde habré copiado todo lo anterior? mecachis, resulta que de ninguna parte, son cuestiones muy trilladas. Y, como da la casualidad de que soy el miembro 33 del Grupo Especializado de Astrofísica de la Real Sociedad Española de Física, algo sí que debo saber sobre temas del Universo.

Como sería imposible estar todo el día trabajando en poner aquí trabajos (vivo de otra actividad de la que mantengo a mi familia), suelo coger temas de interés de unos y otros (además de alguno mío) y, con ello, vamos nutriendo la página que, según parecde y salvo algunos disidentes, no está funcionando mal y, sobre todo, lo mque en verdad prevalece, es el sentido, el motivo que me lleva a estar aquí. No creo que nadie tenga ningún título jurídico para criticar lo que hago, y, si no le gusta, nadie le obliga a personarse en este lugar que, de humildes pretensiones, sólo desea, que el sitio transcurra en paz y armonia.

Un saludo amigos.

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