El colapso del núcleo de las estrellas

 El vacío superconducto – La máquina de Higgs-Kibble

El vacío superconductor – La máquina de Higgs-Kibble II

El panorama completo

En lo que se refiere a los fotones cargados, todo el mundo estaba de acuerdo en que estos se necesitarían para describir la interacción débil: serían los famoso bosones vectoriales intermediarios, W+ y W-. De acuerdo con Weinberg, sus masas tenían que ser mayores de 60.000 MeV. Pero solos, estos bosones, vectoriales cargados eran suficientes para explicar todos los procesos de interacción débil que conocían en aquella época.  Que aparte de ellos y del fotón ordinario, y, también se necesita otro componente neutro (Weinberg le llamó Zº) no era evidente en absoluto. Se encontró que la masa del Zº tenía que ser un poco mayor que la de los bosones cargados.

En última instancia y en términos prácticos, la resolución espacial del SEM dependerá, como veremos más adelante, del tamaño del haz de electrones utilizado …

Lo único que no resulta ser lo mismo cuando se mira a través a través del microscópico electrónico (o, en la jerga de la física teórica, cuando se realiza una transformación de escala) es la masa de la partícula. Esto se debe a que el alcance de la fuerza parece mayor a través del microscopìo y, por lo tanto, la masa de la partícula parece ser menor. Nótese que esta situación es la opuesta a la que se presenta en vida corriente donde un grano de arena parece mayor -¿más pesado, por lo tanto?- cuando se observa con un microscopio.

                                                      Granos de arena vistos al microscopio electrónico

Una consecuencia de todo esto es que en una teoría de Yang-Mills el termino de masa parece desaparecer se realiza una transformación de escala, lo que implica que a través del microscopio se recupera la invariancia gauge. Esto es lo que causa la dificultad con la que se enfrentó Veltman. ¿Se observar directamente el potencial vector de Yang-Mills? Parece que puede observarse en el mundo de las cosas grandes, no en el mundo de lo pequeño. Esto es una contradicción y es una razón por la que ese esquema nunca ha podido funcionar adecuadamente.

En el mundo cuántico se pueden contemplar cosas más extrañas. El entrelazamiento cuántico es un extraño fenómeno por el que las partículas cuánticas se conectan tan profundamente que comparten la misma existencia. Antaño era un hito rarísimo, pero hoy, entrelazar partículas se ha convertido en una actividad cotidiana en los laboratorios de todo el mundo.

Hay magnitudes asociadas con las leyes de la gravedad cuántica. La longitud de Planck-Wheeler, = 1’62 × 10^-33 cm, es la escala de longitud por debajo de la cual es espacio, tal tiempo de Planck-Wheeler (1/c veces la longitud de Planck-Wheeler, o aproximadamente 10^-43 segundos), es el intervalo de tiempo más corto que la longitud de Planck-Wheeler, es decir, 2’61 × 10^-66 cm²) juega un papel clave en la entropía de un agujero negro.

Poco tiempo después resultó evidente que existían otras subpartículas en el interior del átomo. Cuando Becquerel descubrió la radiactividad, identificó como emanaciones constituidas por electrones algunas de las radiaciones emitidas por sustancias radiactivas. Pero también quedaron al descubierto otras emisiones. Los Curie en Francia y Ernest Rutherford en Inglaterra detectaron una emisión bastante menos penetrante que el flujo electrónico. Rutherford la llamó rayos alfa, y denominó rayos beta a la emisión de electrones.

Pero el trabajo de hoy se titula: El colapso del núcleo de las estrellas

En la imagen podemos contemplar  lo que se clasifica NGC 3603,  es un cúmulo abierto de estrellas en una vasta zona estelar, rodeada de una región H II (una enorme nube de gas y plasma en el que constantemente están naciendo estrellas), situado en el brazo espiral Carina de la Vía Láctea, a unos 20.000 años-luz de distancia en la constelación de Carina. Es uno de los jóvenes cúmulos de estrellas más luminosas e impresionante en la Vía Láctea, y la concentración más densa de estrellas muy masivas conocidas en la galaxia. Se estima que se ha formado hace alrededor de un millón de años. Las estrellas azules calientes en el núcleo son responsables de la fuerte radiación ultravioleta y los vientos estelares, tallando una gran cavidad en el gas.

NGC 3603 alberga miles de estrellas de todo tipo: la mayoría tienen masas similares o menores a la de nuestro Sol, pero las más espectaculares son algunas de las estrellas muy masivas que están cerca del final de sus vidas. Ahí están presentes algunas estrellas  supergigantes que se agolpan en un volumen de menos de un año luz cúbico, se han localizado en la misma zona a tres llamadas Wolf-Rayet, estrellas muy brillantes y masivas que expulsan grandes cantidades de material antes de convertirse en supernovas.

Una de estas estrellas (NGC 3603-A1), una estrella doble azul que orbita alrededor de la otra una vez cada 3,77 días, es la estrella más masiva conocida hasta en la Vía Láctea. La más masiva de estas dos estrellas tiene una masa estimada de 116 masas solares, mientras que su compañera tiene una masa de 89 masas solares. Hay que decir que la máxima máxima de las estrellas está calculada en 120 masas solares, ya que, a partir de ahí, su propia radiación las destruiría.

En el centro de la imagen podemos contemplar ese “collar de diamantes” que es el resultado evolucionado de aquella tremenda explosión estelar contemplada en 1987, cuando una estrella supermasiva, habiendo agotado todo su combustible nuclear de fusión, se contrae sobre sí misma al quedar sin defensa, en “manos” de la Gravedad que ya no se ve frenada por la inercia explosiva de la fusión que tendía a expandir la estrella.

Las capas exteriores son eyectadas al Espacio Interestelar con violencia para formar una nebulosa, mientras el grueso de la masa de la estrella se contrae más y más para formar una estrella de neutrones o un agujero negro dependiendo de su masa.

Las estrellas supermasivas cuando colapsan forman extrañas y, a veces, fantásticas imágenes que podemos captar por nuestros más sofisticados telescopios.  Hace veinte años, los astrónomos fueron testigos de uno de los más brillantes explosiones estelares en más de 400 años. La supernova titánica, llamada SN 1987A, ardió con la fuerza de 100 millones de soles varios meses después de su descubrimiento el 23 de febrero de 1987.

                       La Supernova SN 1987A

Las observaciones de SN 1987A, hechas en los últimos 20 años por el Telescopio Espacial Hubble de NASA / ESA y muchos otros grandes telescopios terrestres y espaciales, han servido para cambiar la perspectiva que los astrónomos tenían de cómo las estrellas masivas terminan sus vidas.Estudiando estos sucesos sus comienzos se pueden ver los detalles más significativos del acontecimiento, cosa que, estudiando los remanentes de supernovas muy antiguas no se podían ver.

              Remanente de Supernova antiguo

Las estrellas supermasivas cuando colapsan forman extrañas y, a veces, fantásticas imágenes que podemos captar por nuestros más sofisticados telescopios. Arriba podemos contemplar observaciones realizadas en distintas fechas que nos muestran la evolución de los anillos de SN 1987 A. ¿Qué pudo causar los extraños anillos de esta Supernova.Hace 28 años se observó en la Gran Nube de Magallanes la supernova más brillante de la historia contemporánea.

El clúster abierto NGC 3603 contiene a Sher 25, una super gigante B1a que inevitablemente morirá en un masivo suceso supernova en los próximos 20,000 años. ¡Esto emitirá una luz tan potente que competirá en el cielo con el planeta Venus! Un detalle muy emocionante es que Sher 25 presenta anillos similares a los que dejó la supernova SN 1987 A.

Cuando colapsa el núcleo de una estrella, ocurre en la formación de una estrella de neutrones, es preciso que la estrella esté evolucionada hasta el punto de que su núcleo esté compuesto completamente por hierro, que se niega a ser quemado en reacciones nucleares, no se puede producir la fusión y, por tanto, no produce la energía suficiente como soportar la inmensa fuerza de gravedad que la propia masa de la estrella genera y que, solamente era frenada por la energía que produce la fusión nuclear que tiende a expandir la estrella, mientras que la gravedad tiende a contraerla.

El núcleo entonces se contrae, liberando energía potencial gravitatoria, se rompen los núcleos de los átomos de hierro en sus protones y sus neutrones constiituyentes. A medida que aumenta la densidad, los protones se combinan con los electrones para formar neutrones. El colapso sólo se detiene (a veces) con la presión de degeneración del gas de neutrones (Principio de exclusión de Pauli) compensa el empuje  hacia adentro de la Gravedad. El proceso completo hasta que todo ese ingente material se transmuta en la estrella de neutrones dura muy poco tiempo, es un proceso vertiginoso.

                    Otra perspectiva del remanente de la supernova por colapso de núcleo SN 1987A.

Han sido muy variados los grupos de astrónomos investigadores que han realizado observaciones durante largos períodos de tiempo para llevar a cabo la no fácil tarea de comprender cómo se forman las estrellas de neutrones y púlsares cuando estrellas masivas llegan al final de sus vidas y finalizan el proceso de la fusión nuclear, momento en el que -como explicaba antes- la estrella se contrae, implosiona sobre sí misma, se produce la explosión supernova y queda el remanente formado por material más complejo en forma de gases que han sido expulsados por la estrella en este proceso final en el que, las capas exteriores de la estrella, forman una nebulosa y la estrella en sí misma, al contraerse y hacerse más densa, es decir de 10¹⁷ kg/m³.

                                                                                Regióm HII

Se ha podido llegar a saber que las supernovas por colapso de núcleo suelen ocurrir en los brazos de galaxias espirales, así como también en las regiones HII, donde se concentran regiones de formación estelar. Una de las consecuencias de esto es que las estrellas, con masas a partir de 8 veces la masa del Sol, son las estrellas progenitoras de estos estos sucesos cósmicos. También es muy interesante y se está estudiando cómo se forman los inmensos campos magnéticos alreddor de estas estrellas de neutrones y púlsares que se conviertan en magnétares.

Cuando hace unos pocos años se descubrió la estrella de neutrones SGR0418, poco podían pensar los astrónomos que su funcionamiento alteraría todas las teorías existentes ahora acerca del funcionamiento de los magnétares. Sin embargo es así, ya que funciona como uno de éstos y no como sería propio de su condicción. Este hallazgo obliga a la ciencia a replantearse las teorías que se manejaban hasta ahora acerca del origen y evolución de los magnétares.

El Púlsar del Cangreso escondido en la Nebulosa del mismo nombre

 El “universo” de los procesos que siguen al colapso de los núcleos de las estrellas masivas es fascinante. Así, cuando se crea un púlsar que es una estrella de neutrones que gira sobre sí misma a una gran velocidad y tambien una fuente de ondas de radio que vibran con periodos regulares, este de estrellas tan extrañas son fruto -como antes decía- de una supernova o por consecuencías de la acreción de materia en estrellas enanas blancas en sistemas binarios. Una enana blanca que también es muy masiva, si tiene una estrella compañera cercana, genera mucha fuerza gravitatoria comienza a tirar del material de la estrella vecina y se lo queda hasta tal punto que, se transforma en una estrella de neutrones en una segunda etapa en la que se producen nuevos procesos de implosión.

La densidad de estas estrellas es increiblemente grande, tanto que un cubo de arena lleno del material de una estrella de neutrones tendría un peso parecido al de la montaña mas grande de la tierra. Los púlsaresfueron descubiertos en 1970 y hasta ahora solo se conecen unas 300 estrellas de este tipo. Sin embargo, se calcula que sólo en nuestra Galaxia podrían ser un millón. La rápida rotación de los pùlsares los mantiene fuertemente magnetizados y sus rotaciones vertiginosas generan y son inmensas fuentes de electricidad. Llegan a producir mil millones de millones de voltios. Cuando nustros aparatos los observan y estudian detectan intensos haces de radiación en toda la gama del espectro (radio, luz, rayos X, Gamma).

Imagen de rayos-X en falso color de la región del cielo alrededor de SGR 1627-41 obtenida con XMM-Newton. La emisión indicada en rojo procede de los restos de una estrella masiva que estalló. Cubre una región más extendida de lo que se deducía anteriormente de las observaciones de radio, alrededor del SGR. Esto sugiere que la estrella que estalló fue el progenitor del magnetar. Crédito: ESA/XMM-Newton/EPIC (P. Esposito et al.)

                              magnetar SGR 04 18

 Por ahora se conoce que de cada diez supernovas una se convierte en magnetar,  si la supernova posee 6 y 12 masas solares, se convierte en una estrella de neutrones de no más de 10 a 20 km de diámetro. En el caso de las estrellas supermasivas de decenas de masas solares, el resultado es muy diferente y nos encontramos con los agujeros negros, esos monstruos del espacio devoradores de materia.

Cuando una estrella supermasiva muere, las consecuencias energéticas son inmensas. Ahí, en esa explosión se producen transiciones de fase que producen materiales pesados y complejos. En una supernova, en orden decreciente tenemos la secuencia de núcleos H, He, O, C, N, Fe, que coincide bastante bien con una ordenación en la tabla periódica de elementos.

Las estrellas mueren cuando dejan la secuenbcia principal, es decir, cuando no tienen material de fusión y quedan a merced de la fuerza de gravedad que hace comprimirse a la estrella más y más, en algunos casos, cuando son supermasivas, llegan a desaparecer de nuestra vista, y, su único destino es convertirse en temibles Agujeros Negros.

La explosión de una estrella gigante y supermasiva hace que brille más que la propia galaxia que la acoge y, en su tránsito de estrella a púlsar o agujero negro, se forman elementos que como el oro o el platino, se esparcen por el espacio interestelar en las inmensas nebulosas de las que, más tarde, naceran nuevas estrellas y nuevos mundos que contendrán esos materiales.

Pero está claro que todo el proceso estelar evolutivo inorgánico nos condujo el simple gas y polvo cósmico a la formación de estrellas y nebulosas solares hasta los planetas, la Tierra en particular, en cuyo medio ígneo describimos la formación de las estructuras de los silicatos, desplegándose con ello una enorme diversidad de composiciones, formas y colores, asistiéndose, por primera vez en la historia de la materia, a unas manifestaciones que contrastan con las que hemos mencionado en relación al proceso de las estrellas. Porque, en última instancia, debemos ser conscientes de un hecho cierto: En las estrellas se ¡“fabrican los materiales que darán lugar al surgir de la vida”!.

                                 El remanente estelar después de la explosiòn puede ser muy variado

Es posible que lo que nosotros llamamos materia inerte, no lo sea tanto, y, puede que incluso tenga memoria que transmite por medios que no sabemos reconocer. Esta clase de materia, se alía con el tiempo y, en su momento adopta una forma predeterminada y de esa manera sigue evolucionando hasta llegar a su máximo ciclo o nivel en el que, de “materia inerte” llega a la categoría de “materia viva”, y, por el camino, ocupará siempre el lugar que le corresponda. No olvidemos de aquel sabio que nos dijo: “todas las cosas son”. El hombre, con aquellas sencillas palabras, elevó a todas las cosas a la categoría de ¡SER!

 ¿No os hace pensar que nosotros estemos hechos, precisamente, de lo que llamamos materia inerte?

Claro que, el mundo inorgánico es sólo una parte del inmenso mundo molecular. El resto lo constituye el mundo orgánico, que es el de las moléculas que contienen carbono y otros átomos y del que quedan excluidos, por convenio y características especiales, los carbonatos, bicarbonatos y carburos metálicos, los cuales se incluyen en el mundo inorgánico.

Según expliqué muchas veces, los quarks u y d se hallan en el seno de los nucleones (protones y neutrones) y, por tanto, en los núcleos atómicos. Hoy día, éstos se consideran una subclase de los hadrones. La composición de los núcleos (lo que en química se llama análisis cualitativo) es extraordinariamente sencilla, ya que como es sabido, constan de neutrones y protones que se pueden considerar como unidades que dentro del núcleo mantienen su identidad. Tal simplicidad cualitativa recuerda, por ejemplo, el caso de las series orgánicas, siendo la de los hidrocarburos saturados la más conocida. Recordad que su fórmula general es C_nH_2n+2, lo que significa que una molécula de hidrocarburo contiene n átomos de carbono (símbolo C) y (2n+2) átomos de hidrógeno (símbolo H).

Bueno, otra vez, como tantas veces me pasa, me desvío del camino que al principio del me propuse seguir y me pierdo en las elucubraciones que imaginan mis pensamientos. Mejor lo dejamos aquí.

emilio silvera