Archivo de la categoría "Astrofísica"
Nov
17
A cualquier región del Universo que podamos enfilar nuestros telescopios… Como media, siempre veremos las mismas cosas y se producirán los mismos fenómenos
Está claro que pensar siquiera en que en nuestro Universo, dependiendo de la región en la que nos encontremos, habrá distintas leyes físicas, sería pensar en un universo chapuza. Lo sensato es pensar y creer que en cualquier parte del universo rigen las mismas leyes físicas, hasta que no se encuentre pruebas reales a favor de lo contrario, los científicos suponen con prudencia que, sean cuales fueran las causas responsables de las pautas que llamamos “Leyes de la Naturaleza”, es mucho más inteligente adoptar la creencia de la igualdad física en cualquier parte del Cosmos por muy remota que se encuentre aquella región; los elementos primordiales que lo formaron fueron siempre los mismos y las fuerzas que intervinieron para formarlo también.
La materia y las fuerzas que conforman nuestro Universo
Las fuerzas fundamentales son:
|
Tipo de Fuerza
|
Alcance en m
|
Fuerza relativa
|
Función
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| Nuclear fuerte |
<3×10-15
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1041
|
Une Protones y Neutrones en el núcleo atómico por medio de Gluones. |
| Nuclear débil |
< 10-15
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1028
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Es responsable de la energía radiactiva producida de manera natural. Portadoras W y Z– |
| Electromagnetismo |
Infinito
|
1039
|
Une los átomos para formar moléculas; propaga la luz y las ondas de radio y otras formas de energías eléctricas y magnéticas por medio de los fotones. |
| Gravitación |
Infinito
|
1
|
Mantiene unidos los planetas del Sistema Solar, las estrellas en las galaxias y, nuestros pies pegados a la superficie de la Tierra. La transporta el gravitón. |
Fue Einstein el que anunció lo que se llamó principio de covariancia: que las leyes de la naturaleza deberían expresarse en una forma que pareciera la misma para todos los observadores, independientemente de dónde estuvieran situados y de cómo se estuvieran moviendo. En caso contrario… ¿En qué clase de Universo estaríamos?
Lo cierto es que Einstein fue muy afortunado y pudo lanzar al mundo su teoría de la relatividad especial, gracias a muchos apoyos que encontró en Mach, en Lorentz, en Maxwell… En lo que se refiere a la relatividad general, estuvo dando vueltas y vueltas buscando la manera de expresar las ecuaciones de esa teoría pero, no daba con la manera de expresar sus pensamientos.
Sin embargo, fue un hombre con suerte, ya que, durante la última parte del siglo XIX en Alemania e Italia, matemáticos puros habían estado inmersos en el estudio profundo y detallado de todas las geometrías posibles sobre superficies curvas. Habían desarrollado un lenguaje matemático que automáticamente tenía la propiedad de que toda ecuación poseía una forma que se conservaba cuando las coordenadas que la describían se cambiaban de cualquier manera. Este lenguaje se denominaba cálculo tensorial. Tales cambios de coordenadas equivalen a preguntar qué tipo de ecuación vería alguien que se moviera de una manera diferente.
Einstein se quedó literalmente paralizado al leer la Conferencia de Riemann. Allí, delante de sus propios ojos tenía lo que Riemann denominaba Tensor métrico. Einstein se dio cuenta de que era exactamente lo que necesitaba para expresar de manera precisa y exacta sus ideas. Así llegó a ser posible la teoría de la relatividad general.
Gracias al Tensor de Riemann, Einstein pudo formular: ![T_{ik} = \frac{c^4}{8\pi G} \left [R_{ik} - \left(\frac{g_{ik} R}{2}\right) + \Lambda g_{ik} \right ]](http://upload.wikimedia.org/math/a/5/f/a5f19c5a15bc3d049fab1564279952a6.png)
Recordando aquellos años de búsqueda e incertidumbre, Einstein escribió:
“Los años de búsqueda en la oscuridad de una verdad que uno siente pero no puede expresar el deseo intenso y la alternancia de confianza y desazón hasta que uno encuentra el camino a la claridad y comprensión sólo son familiares a aquél que los ha experimentado. “
Einstein, con esa aparentemente sencilla ecuación que arriba podemos ver, le dijo al mundo mucho más, de lo que él mismo, en un principio pensaba. En ese momento, se podría decir, sin temor a equivocarnos que comenzó la historia de la cosmología moderna. Comprendimos mejor el universo, supimos ver y comprender la implosión de las estrellas obligadas por la gravedad al salir de la secuencia principal, aparecieron los agujeros negros… y, en fin, pudimos acceder a “otro universo”.
Es curioso como la teoría de la relatividad general nos ha llevado a comprender mejor el universo y, sobre todo, a esa fuerza solitaria, la Gravedad. Esa fuerza de la naturaleza que ahora está sola, no se puede juntar con las otras fuerzas que -como tantas veces hemos comentado aquí-, tienen sus dominios en la mecánica cuántica, mientras que la gravitación residen en la inmensidad del cosmos; las unas ejercen su dominio en los confines microscópicos del átomo, mientras que la otra sólo aparece de manera significativa en presencia de grandes masas galácticas, estelas y de objetos que, como los agujeros negros y los mundos, emiten la fuerza curvando el espacio a su alrededor y distorsionando el tiempo si su densidad llega a ser extrema.
Cuando miramos al cielo nocturno -en la imagen de arriba lo hacemos desde Tenerife- y nos sentimos reducidos, empequeñecidos por la inmensidad de las luces celestes que puntúan en el cielo, estamos mirando realmente una minúscula porción de las estrellas localizadas en el brazo de Orión. El resto de los 200 mil millones de estrellas de la Vía Láctea están tan lejanas que apenas pueden ser vistas como una cinta lechosa que cruza el cielo nocturno.
Finalmente, en unos pocos miles de millones de años, ambas galaxias se fundirán en un abrazo para formar una sóla gran galaxia y nadie sabe que mundos podrán sobrevivir a tan inmenso suceso, y, los miles de millones de seres vivos (algunas e4species inteligentes) si podrán sobrevivir al desastre
Cuando recordamos que la galaxia Andrómeda se está acercando a la Vía Láctea a unos 300 km/s, y sabiendo lo que ahora sabemos, no podemos dejar de preguntarnos ¿Dónde estará la Humanidad dentro de cinco mil millones de años? Si tenemos la suerte de haber podido llegar tan lejos -que es dudoso-, seguramente, nuestra inmensa imaginación habrá desarrollado conocimientos y tecnologías suficientes para poder escapar de tan dramático suceso. Estaremos tan ricamente instalados en otras galaxias, en otros mundos. De alguna manera… ¿No es el Universo nuestra casa?
emilio silvera
Mar
1
Aquí podemos contemplar una imagen compuesta de la Supernova Kepler del Telescopio Espacial Spitzer y el Hubble con la ayuda del Observatorio de rayos X Chandra. El remanente de supernova que muestra los filamentos de plasma en que se ha convertido una estrella masiva que ha dejado por el camino algún agujero negro y muchos elementos complejos creados en las inmensas temperaturas que allí estuvieron presentes.
“La nebulosa Cabeza de Caballo es una de las nebulosas más famosas del cielo; es la entalladura oscura que se ve en la nebulosa de emisión roja del centro de la fotografía. La cabeza de caballo es oscura porque en realidad es una nube de polvo opaca que se encuentra en frente de la brillante nebulosa de emisión roja. Al igual que las nubes de la atmósfera de la Tierra, esta nube cósmica ha adoptado una forma reconocible por casualidad. Cuando pasen muchos miles de años, los movimientos internos de la nube cambiarán su aspecto. El color rojo de la nebulosa de emisión es causado por electrones que se recombinan con protones para formar átomos de hidrógeno. A la izquierda de la imagen está la nebulosa de la Llama, una nebulosa anaranjada que también contiene filamentos de polvo oscura. En la parte inferior izquierda de la nebulosa Cabeza de Caballo hay una nebulosa de reflexión azulada que refleja preferentemente la luz azul de las estrellas cercanas.”
Astronomía Picture Of The Day
En las supernovas se produce la nucleosíntesis de la materia. Es decir, allí se crean nuevos elementos químicos. Ocurre principalmente debido a la nucleosnteis explosiva durante la combustión de oxígeno explosivo y la combustión del silicio. Estas reacciones de fusión crean los elementos silicio, azufre, cloro, argón, potasio, calcio, escandio, titanio, vanadio, cromo, manganeso, hierro, cobalto y níquel. Como resultado de su expulsión desde supernovas individuales, sus abundancias crecen exponencialmente en el medio interestelar.
Los elementos pesados (más pesados que el níquel) son creados principalmente por un proceso de captura de neutrones conocido como proceso-R. Sin embargo, hay otros procesos que se piensa que son responsables de algunas nucleosíntesis de elementos, principalmente un proceso de captura de protones conocido como el proceso rp y un proceso de foto-disgregación conocido como el Proceso P. Al final se sintetizan los isótopos más ligeros (pobres en neutrones) de los elementos pesados.
Diagrama del Ciclo CNO
El ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno) es una de las 2 reacciones nucleares de fusión por las que las estrellas convierten el hidrógeno en Helio, siendo la otra la cadena protón-protón. Aunque la cadena protón-protón es más importante en las estrellas de la masa del Sol o menor, los modelos teóricos muestran que el ciclo CNO es la fuente de energía dominante en las estrellas más masivas. El proceso CNO fue propuesto en 1938 por Hans Bethe.
Modelo: 126C donde 12 es peso atómico y 6 es número de protones.
Las reacciones del ciclo CNO son:
-
| 126C + ¹1H |
→ |
137N + γ |
+1,95 MeV |
| 137N |
→ |
136C + e+ + νe |
+1,37 MeV |
| 136C + ¹1H |
→ |
147N + γ |
+7,54 MeV |
| 147N + ¹1H |
→ |
158O + γ |
+7,35 MeV |
| 158O |
→ |
157N + e+ + νe |
+1,86 MeV |
Rama 1 (99,96% de todos las reacciones):
-
| 157N + 11H |
→ |
126C + 42He |
+4,96 MeV |
El resultado neto del ciclo es la fusión de cuatro protones en una partícukla alfa y dos positrones y dos neutrinos, liberando energía en forma de rayos gamma. Los núcleos de carbono, oxígeno y nitrógeno sirven como catalizadores y se regeneran en el proceso.
Fusión de elementos
Debido a las grandes cantidades de energía liberadas en una explosión de supernovas se alcanzan temperaturas mucho mayores que en las estrellas. Las temperaturas más altas para un entorno donde se forman los elementos de masa atómica mayor de 254, el californio siendo el más pesado conocido, aunque sólo se ve como elemento sintético en la Tierra. En los procesos de fusión nuclear en la nucleosíntesis estelar, el peso máximo para un elemento fusionado en que el níquel, alcanzando un isótopo con una masa atómica de 56. La fusión de elementos entre el silicio y el níquel ocurre sólo en las estrellas más grandes, que termina como explosiones de supernovas -proceso de combustión del silicio-. Un proceso de captura de neutrones conocido como el proceso-s que también ocurre durante la nucleosíntesis estelar puede crear elementos por encima del bismuto con una masa atómica de aproximadamente 209. Sin embargo, el proceso-s ocurre principalmente en estrellas de masa pequeña que evolucionan más lentamente.
No podemos completar la Tabla periódica de elementos sin acudir a las estrellas. En las estrellas pequeñas y medianas como el Sol se transmutan una serie de elementos hasta llegar al hierro donde la fusión se frena por falta de potencia energética y, el resto de elementos más pesados y complejos, están en el ámbito de las estrellas masivas que, al final de sus vidas explotan como Supernovas y riegan el espacio interestelar de otros materiales como el oro y el platino, o, el Uranio.
“Una imagen del Observatorio Chandra de Rayos-X del remanente de supernova Cassiopeia A, con una impresión artística de la estrella de neutrones en el centro del remanente. El descubrimiento de una atmósfera de carbono en esta estrella de neutrones resuelve un misterio de hace una década alrededor de este objeto. Crédito: NASA/CXC/Southampton/W.Ho;NASA/CXC/M.Weiss”
Durante la nucleosíntesis de supernovas, el Proceso-R (R de Rápido) crea isótopos pesados muy ricos en neutrones, que se descomponen después del evento a la primera isobara estable, creando de este modo los isótopos estables ricos en neutrones de todos los elementos pesados. Este proceso de captura de neutrones ocurre a altas densidades de neutrones con condiciones de grandes temperaturas. En el Proceso-R, los núcleos pesados son bombardeados con un gran flujo de neutrones para formar núcleos ricos en neutrones altamente inestables que rápidamente experimentan la desintegración Beta para formar núcleos más estables con un número atómico mayor y la misma masa atómica. El flujo de neutrones es increíblemente alto, unos 1022 neutrones por centímetro cuadrado por segundo.
Los primeros cálculos de un Proceso-R, muestran la evolución de los resultados calculados con respecto al tiempo, también sugieren que en el Proceso-R las abundancias son una superposición de diferentes flujos de neutrones. Las pequeñas afluencias producen el primer pico de abundancias del Proceso-R cerca del peso atómico A = 130 pero no actínidos, mientras que las grandes afluencias producen los actínidos Uranio y Torio, pero no contiene el pico de abundancia de A = 130. Estos procesos ocurren en una fracción entre un segundo y unos cuantos segundos, dependiendo de detalles. Cientos de artículos relacionados publicados han utilizado esta aproximación dependiente del tiempo. De modo interesante, la única supernova moderna cercana, la Supernova 1987A, no ha revelado enriquecimientos del Proceso-R. La idea moderna es que el Proceso-R puede ser lanzado desde algunas supernovas, pero se agota en otros como parte de los neutrones residuales de la estrella o de un agujero negro.
Onda que al expandirse hacia el espacio interestelar creó inmensos anillos brillantes de material caliente, que fueron captados por el Hubble en todo su esplendor. No hace tanto tiempo que se observó la supernova más notable de los tiempos modernos. En febrero de 1987, la luz llegó a la Tierra procedente de una estrella que explotó en la cercana galaxia grande Nube de Magallanes. 1987a Supernova sigue siendo la supernova más cercana desde la invención del telescopio. La explosión catapultó una enorme cantidad de gas, la luz y los neutrinos en el espacio interestelar. Cuando se observó por el telescopio espacial Hubble (HST) en 1994, se descubrieron grandes anillos extraños cuyo origen sigue siendo misterioso, aunque se cree que han sido expulsados, incluso antes de la explosión principal. Observaciones más recientes del HST muestran en la inserción, sin embargo, han descubierto algo realmente predicho: la bola de fuego en expansión de la estrella en explosión.
Con el paso de los siglos, las supernovas se difuminan y van cediendo material que pierden por distintos motivos de la gravedad, vientos estelares y otros sucesos que se llevan material del remanente. Arriba podemos contemplar lo que ha quedado de la Supernova SN 1572, más conocida como la Supernova de Tycho.
TRANSURÁNIDOS, TRANSACTÍNIDOS Y MÁS ALLÁ
Más allá del Uranio encontramos elementos muy radiactivos, casi todos artificiales.
Algunos son:
-
- Plutonio, Pu, nombrado para recordar el planeta enano Plutón, siguiendo la misma regla de denominación, es el astro siguiente al planeta Neptuno en la órbita del sistema solar.
- 95. Americio, Am, nombrado en honor de su elemento análogo Europio, dando el nombre del continente donde fue por primera vez producido.
- 96. Curio, Cm, nombrado en honor de Pierre y Marie Curie famosos científicos que fueron los primeros en separar un elemento radiactivo.
- 97. Berkelio, Bk, denominación asignada en honor de la ciudad de Berkeley, donde se ubica la University of California en Berkeley.
- 98. Californio, Cf, nombrado en honor del estado de California, donde se ubica la Universidad.
- Albert Ghiorso, fue del equipo de Seaborg que produjo el curio, berkelio y el californio, fue ascendido a director, y llegó a producir:
Los elementos químicos en el Universo
|
Elemento |
Fracción de masa en partes por millón |
| 1 |
Hidrógeno |
739.000 |
| 2 |
Helio |
240.000 |
| 8 |
Oxígeno |
10.400 |
| 6 |
Carbono |
4.600 |
Y seis filas más.
En el Universo se han detectado alrededor de 90 elementos químicos distintos. La abundancia de cada uno de ellos es muy diferente, el hidrógeno constituye casi el 75% de la materia atómica del Universo, de un elemento como el francio apenas si existen 30 g en toda la Tierra, de otros elementos no se conoce su existencia y se han sintetizado en el laboratorio, en algunos casos, apenas unos pocos átomos. Este capítulo lo vamos a dedicar a conocer como el hombre ha ampliado, sintetizándolos de manera artificial, el de elementos químicos conocido hasta llegar en la actualidad al 118, de ellos 112 reconocidos y con nombre admitido por la IUPAC.
Lo cierto es que hemos podido llegar a saber cómo se forman los elementos en el Universo donde la Naturaleza se sirve de las estrellas para “fabricarlos” y en sus distintas categorías de más o menos masas, cada tipo de estrella desempeña una función esencial para que en el Universo puedan existir toda la gama de elementos que podemos conocer y que conforman la Tabla Periódica. Los más sencillos se transmutan en las estrellas pequeñas y los más complejos en las masivas y en las supernovas que se producen al final de sus vidas. Como se dice más arriba, los artificiales, los que están más allá del Uranio, son formados por el hombre en el laboratorio.
El Alquimista descubriendo el fósforo (1771) de Joseph Wright
Lejos quedan ya aquellos tiempos en el que los Alquimistas, perseguían transmutar el plomo en oro, encontrar la piedra filosofal y el elixir de la eterna juventud. Siempre hemos tenido una imaginación desbordante y, cuando no teníamos los conocimientos necesarios para explicar o conseguir aquello que queríamos y pensábamos que podíamos conseguir… ¡La Imaginación se desataba y volaba por los ilusorios campos de la Ignorancia!
Algunos piensan y se ha podido leer por ahí que:
“Un modelo propone que el origen de los elementos más pesados que el hierro no se da en las explosiones de supernova, sino en procesos en los que están involucradas las estrellas de neutrones.
 |
Somos cenizas de estrellas. Muchos de los átomos que componen nuestros cuerpos estuvieron alguna vez en el interior de alguna estrella en donde las reacciones de fusión nucleares los sintetizaron. Una vez esos cuerpos estelares murieron los elementos que los componían fueron diseminados por el espacio. Parte de esa materia fue a parar a otros discos de acreción que formaron nuevas estrellas, planetas e incluso seres vivos.
El Big Bang sólo produjo hidrógeno, helio y pequeñas trazas de elementos ligeros, como el litio de nuestras baterías. Son los elementos primordiales. Las reacciones de fusión de las estrellas pueden sintetizar el resto de los elementos de la tabla periódica, pero no los de atómico más elevado. El elemento de corte se suele colocar en el hierro, aunque esta frontera es un tanto difusa. La razón es que las reacciones de fusión para producir esos elementos más pesados no producen energía, sino que la consumen. De hecho, la mejor manera de crear esos elementos pesados es por captura de neutrones.
El caso es que, hasta , se decía que esos elementos pesados, como el oro cuyo brillo tanto nos ciega, el uranio de nuestros reactores o el platino que cataliza tanta química moderna, procedían de las propias explosiones de supernovas. Todos hemos repetido esta popular hipótesis una y otra vez, pero no hay pruebas que la avalen. De hecho, las simulaciones de modelos de explosiones de supernova no confirman dicha síntesis.
, una nueva teoría, coloca el origen de estos elementos en las estrellas de neutrones. Una estrella de neutrones es el residuo que dejan algunas estrellas de gran masa una vez explotan en forma de supernova. Unas simulaciones numéricas realizadas por científicos del Max Planck han verificado que la materia eyectada en procesos en los que están involucrados estos cuerpos producen las colisiones nucleares violentas necesarias como para producir núcleos pesados y generar los elementos más pesados que el hierro.” (NeoFronteras).
Sabemos como se forman las estrellas de todo tipo pero… ¿Qué pasa con la biología?
Todos sabemos por haberlo explicado aquí repetidas veces, como se forman las estrellas de neutrones que tiene una densidad de 1017 Kk/m3. ¡Una barbaridad! Pues bien, cuando dos de estas estrellas colisionan, se produce una inmensa explosión en la que se pueden crear materiales como el oro y el platino entre otros. Así ha resumido, un grupo de astrofísicos una investigación realizado para comprobar qué pasaba en este tipo de sucesos. De ello podemos deducir que se pueden formar nuevos materiales por procesos distintos al de la fusión nuclear en las estrellas. Sin embargo, la mayoría de los elementos están “fabricados en los hornos nucleares” y, gracias a ello, podemos nosotros estar aquí para contarlo.
emilio silvera
Ene
26
Utilizando el instrumento MUSE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, los astrónomos han producido la primera imagen tridimensional completa de los famosos Pilares de la Creación, en la nebulosa del Águila (Messier 16). Las nuevas observaciones demuestran cómo se distribuyen en el espacio los diferentes pilares polvorientos de este objeto icónico y revelan muchos detalles nuevos, incluyendo un inédito chorro procedente de una estrella joven que hasta ahora no se había visto. Con el tiempo, la intensa radiación y los vientos estelares de las brillantes estrellas del cúmulo han esculpido los polvorientos Pilares de la Creación, que acabarán evaporándose completamente en unos tres millones de años.
La imagen original de los famosos Pilares de la Creación, obtenida por el Telescopio Espacial de la NASA/ESA, fue tomada hace dos décadas y se convirtió inmediatamente en una de sus imágenes más famosas y evocadoras. Desde entonces, estas nubes vaporosas, que se extienden unos cuantos años luz , han asombrado por igual a científicos y público en general.
Tanto las estructuras salientes como el cúmulo de estrellas cercano, NGC 6611, forman parte de una región de formación estelar llamada la nebulosa del Águila, también conocida como Messier 16 o M16. La nebulosa y sus objetos asociados se encuentran a unos 7.000 años luz, en la constelación de Serpens (la serpiente).
Los Pilares de la Creación son un clásico ejemplo de las típicas formas de columna que se desarrollan en las nubes gigantes de gas y polvo, los lugares donde nacen nuevas estrellas. Las columnas surgen cuando las inmensas estrellas blancoazuladas de tipo O y B recién formadas emiten una intensa radiación ultravioleta y vientos estelares que empujan el material menos denso, expulsándolo de su vecindad.
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| Visualización de los datos 3D de los Pilares de la Creación. Image Credit: ESO |
Sin embargo, los grumos más densos de gas y polvo pueden resistir esta erosión durante más tiempo. Detrás de estos grumos más gruesos de polvo, el material está protegido del duro y fulminante fulgor de las estrellas O y B. Este blindaje crea oscuras “colas” o “trompas de elefante”, y es lo que vemos como el cuerpo oscuro de un pilar que apunta hacia las brillantes estrellas.
El instrumento MUSE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, ha ayudado a ilustrar, con un detalle sin precedentes, la evaporación constante de los Pilares de la Creación, revelando su orientación.
MUSE ha mostrado que la punta de la columna izquierda está de frente, en la cima de un pilar que se encuentra en realidad detrás de NGC 6611, a diferencia de los otros pilares. Esta punta se lleva la peor parte de la radiación de las estrellas de NGC 6611 y, como resultado, la vemos más brillante que los pilares de las partes inferior izquierda, centro y derecha, cuyos extremos apuntan fuera de nuestro campo de visión.
Los astrónomos esperan comprender mejor cómo las estrellas jóvenes de tipo O y B, como las de NGC 6611, influyen en la formación de estrellas de generaciones posteriores. Numerosos estudios han identificado proto-estrellas formándose en estas nubes, por lo que sí son pilares de creación. El nuevo estudio también aporta nuevas pruebas de la existencia de dos estrellas en gestación en los pilares de la izquierda y el centro, así como de un chorro generado por una joven estrella en la que no nos habíamos fijado hasta ahora.
Para el proceso de formación de estrellas en ambientes como el que se da en los Pilares de la Creación, se trata de una carrera contra el tiempo, ya que la intensa radiación procedente de las potentes estrellas ya existentes sigue haciendo estragos en el entorno.
Al medir la velocidad de evaporación en los Pilares de la Creación, MUSE ha dado a los astrónomos un plazo de tiempo para calcular su final: pierden unas setenta veces la masa del Sol cada millón de años, más o menos. Basándonos en su masa actual (cerca de 200 veces la del Sol), se espera que los Pilares de la Creación tengan una vida útil de quizás tres millones de años más — un pestañeo en tiempo cósmico. Parece que un nombre igualmente apto para estas icónicas columnas cósmicas podría ser “los pilares de la destrucción”.
Fuente: NASA en Español
Ene
16
Biografía de M17
En Sagitario se encuentra una nebulosa de emisión con tantos nombres que en ocasiones podríamos pensar que estamos hablando de objetos distintos. Muy al contrario, la nebulosa Omega, conocida como M17 en el catálogo de Messier, es una única formación de gas y polvo cuya extraña forma permite encontrar numerosas similitudes con objetos conocidos, e incluso con seres vivos.
La nebulosa Omega (también conocida como la nebulosa del Cisne, la nebulosa del Calzador, la nebulosa de la Langosta, M17 y NGC 6618) es una región HII en la Constelación Sagitario.
M17 fue descubierta por Philippe Loys de Chéseaux en el año 1745, e incorporada por Messier a su catálogo en 1764. Si hacemos recuento, no es la única nebulosa de Sagitario que el astrónomo incluyó en su lista (lo hizo con otras catorce). Lejos de extrañarnos, al mirar en esa dirección lo estamos haciendo también hacia el centro de la galaxia, donde abundan el polvo y el gas, así como las estrellas. Y M17 es precisamente una aglomeración en la que hay un poco de cada cosa.
M17 es una Nebulosa de Emisión
Región HII, en la que hay mucho hidrógeno disponible para la formación de estrellas, y donde podemos encontrar varias de ellas, muy jóvenes y calientes, formando un cúmulo estelar abierto que ilumina sus alrededores.
De esta iluminación se derivan las formas que adoptan los velos gaseosos, que algunas personas han bautizado como nebulosa Omega, nebulosa Interrogante, nebulosa Herradura o nebulosa Cisne, entre otros nombres que tratan de describir aquello que estamos viendo.
La nebulosa M17. (Foto: ESO)
Los astrónomos han estimado una distancia a la Tierra de la nebulosa que se acerca a los 5.000 años-luz. El diámetro de la zona visible (la iluminada o irradiada por las estrellas cercanas) alcanzaría los 15 años-luz, conteniendo tanta materia como 800 masas solares. El tamaño de la nebulosa real, incluyendo aquellas zonas que no pertenecerían a la nebulosa Omega y que sólo se ven prestando mucha atención, probablemente llega a los 40 años-luz, y estaría formada por más de 30.000 masas solares de gas y polvo.
Si descontamos a la de Orión, M17 es la nebulosa más brillante que los observadores del hemisferio norte pueden contemplar. Tiene una magnitud aparente de 6.0, y ello la hace visible a ojo desnudo o prismáticos, si bien sólo como una mancha de luz. Si disponemos de un cierto poder óptico, podremos verla con mucha mayor claridad, y es entonces cuando nos recordará a un cisne flotando en un estanque, con sus zonas brillantes poniendo de manifiesto el cuello y el propio cuerpo del animal.
M17, vista por el telescopio Chandra en el rango de los rayos-X. (Foto: NASA/CXC/PSU/L.Townsley et al.)
Como zona formadora de estrellas, la nebulosa tiene ya su propia cohorte de cuerpos estelares jóvenes. Se han contado 35 con una magnitud de 9 o menos, las cuales son consideradas miembros del cúmulo estelar abierto, cuya edad es de aproximadamente 1 millón de años. Ahora bien, la región es mucho más activa de lo que podríamos imaginar viendo este relativamente pequeño grupo.
Imagen: X-ray: NASA/CXC/SAO/J. Drake et al; H-alpha: Univ. of Hertfordshire/INT/IPHAS; Infrared: NASA/JPL-Caltech/Spitzer. Las grandes Nebulosas siempre han sido una gran fuente de estudio.
Los grandes telescopios espaciales han hallado un millar de estrellas en proceso de formación, las cuales “emergerán” pronto del interior de la nebulosa, más otras 800 que se encuentran en varias localizaciones. Otros autores hablan de hasta 10.000 estrellas, lo que significa que la nebulosa es un auténtico nido estelar.
Las estrellas del cúmulo son las responsables, con su radiación, de excitar el gas de la nebulosa para que brille tal como lo hace. Las de tipo espectral O4V, muy calientes, son especialmente aptas para esta labor. Entre las 35 del cúmulo abierto, al menos 2 son de este tipo.
M17, en el infrarrojo cercano. (Foto: ESO)
La nebulosa, a la que estaríamos viendo de costado, disfruta también de la presencia de estrellas gigantescas. Se han catalogado un par de ellas, HD 168607 y HD 168625, aunque quizá sólo la primera sea una variable y está asociada a la otra. Se trata de estrellas hiper-gigantes azules.
Con su escaso millón de años de vida, M17 es tan joven que aún no había producido estrellas cuando surgió el ser humano. Su juventud, pues, es ideal para el estudio de la fase temprana de este proceso. Si utilizamos la luz infrarroja, la nebulosa se convierte en solo una parte de una nube molecular gigante que domina la zona, en la que las imágenes pueden revelar la presencia de objetos estelares en plena formación, calentando sus alrededores y con una masa tres veces superior a la solar.
![[Img #27531]](http://noticiasdelaciencia.com/upload/img/periodico/img_27531.jpg)
Los astrofísicos creen que la actual fase formadora y algunas anteriores que dieron forma a las estrellas asociadas a la nebulosa fueron desencadenadas quizá por la expansión de la burbuja de esta última. Es decir, se han producido varias oleadas que han dependido de agentes externos, las cuales podrían estar propagándose desde la nube molecular gigante.
El telescopio espacial Chandra ha detectado gas caliente fluyendo desde las estrellas jóvenes masivas en el centro de la nebulosa. Dicho gas se halla a temperaturas muy altas, de 1,5 a 7 millones de grados Celsius. Otras zonas de gas y polvo más frías, con su baja luminosidad ayudan a dibujar las formas que vemos en ella y que le dan sus múltiples nombres.
En las nebulosas las estrellas jóvenes expulsan gas hasta que se estabilizan
El gas caliente entra en el frío y crea cavidades, que a su vez pueden servir como punto de inicio para la creación de más estrellas. Las demás son demasiado jóvenes como para poder haber estallado como supernovas y haber inducido, con su onda de choque, esa formación.
DATOS BÁSICOS:
Nombres: M17, NGC 6618, Nebulosa Omega, Nebulosa Cisne, Nebulosa Herradura
Constelación: Sagitario
Distancia a la Tierra: Unos 5.000 años-luz
Magnitud: 6,0
Diámetro: 15 años-luz
Características especiales: Nebulosa de emisión HII en la que se están formando estrellas. Todas ellas son muy jóvenes, de menos de 1 millón de años. Contiene un cúmulo estelar abierto.
Publica: emilio silvera
Nov
5
Aquí podemos contemplar una imagen compuesta de la Supernova Kepler del Telescopio Espacial Spitzer y el Hubble con la ayuda del Observatorio de rayos X Chandra. El remanente de supernova que muestra los filamentos de plasma en que se ha convertido una estrella masiva que ha dejado por el camino algún agujero negro y muchos elementos complejos creados en las inmensas temperaturas que allí estuvieron presentes.
En las supernovas se produce la nucleosíntesis de la materia. Es decir, allí se crean nuevos elementos químicos. Ocurre principalmente debido a la nucleosíntesis explosiva durante la combustión de oxígeno explosivo y la combustión del silicio. Estas reacciones de fusión crean los elementos silicio, azufre, cloro, argón, potasio, calcio, escandio, titanio, vanadio, cromo, manganeso, hierro, cobalto y níquel. Como resultado de su expulsión desde supernovas individuales, sus abundancias crecen exponencialmente en el medio interestelar. Los elementos pesados (más pesados que el níquel) son creados principalmente por un proceso de captura de neutrones conocido como proceso-R. Sin embargo, hay otros procesos que se piensa que son responsables de algunas nucleosíntesis de elementos, principalmente un proceso de captura de protones conocido como el Proceso rp y un proceso de foto-disgregación conocido como el Proceso P. Al final se sintetizan los isótopos más ligeros (pobres en neutrones) de los elementos pesados.
Diagrama del Ciclo CNO
El ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno) es una de las 2 reacciones nucleares de fusión por las que las estrellas convierten el hidrógeno en Helio, siendo la otra la cadena protón-protón. Aunque la cadena protón-protón es más importante en las estrellas de la masa del Sol o menor, los modelos teóricos muestran que el ciclo CNO es la fuente de energía dominante en las estrellas más masivas. El proceso CNO fue propuesto en 1938 por Hans Bethe.
Modelo: 126C donde 12 es peso atómico y 6 es número de protones.
Las reacciones del ciclo CNO son:
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| 126C + ¹1H |
→ |
137N + γ |
+1,95 MeV |
| 137N |
→ |
136C + e+ + νe |
+1,37 MeV |
| 136C + ¹1H |
→ |
147N + γ |
+7,54 MeV |
| 147N + ¹1H |
→ |
158O + γ |
+7,35 MeV |
| 158O |
→ |
157N + e+ + νe |
+1,86 MeV |
Rama 1 (99,96% de todos las reacciones):
-
| 157N + 11H |
→ |
126C + 42He |
+4,96 MeV |
El resultado neto del ciclo es la fusión de cuatro protones en una partícula alfa y dos positrones y dos neutrinos, liberando energía en forma de rayos gamma. Los núcleos de carbono, oxígeno y nitrógeno sirven como catalizadores y se regeneran en el proceso.
Fusión de elementos
Debido a las grandes cantidades de energía liberadas en una explosión de supernovas se alcanzan temperaturas mucho mayores que en las estrellas. Las temperaturas más altas para un entorno donde se forman los elementos de masa atómica mayor de 254, el californio siendo el más pesado conocido, aunque sólo se ve como elemento sintético en la Tierra.
En los procesos de fusión nuclear en la nucleosíntesis estelar, el peso máximo para un elemento fusionado en que el níquel, alcanzando un isótopo con una masa atómica de 56. La fusión de elementos entre el silicio y el níquel ocurre sólo en las estrellas más grandes, que termina como explosiones de supernovas -proceso de combustión del silicio-. Un proceso de captura de neutrones conocido como el proceso-s que también ocurre durante la nucleosíntesis estelar puede crear elementos por encima del bismuto con una masa atómica de aproximadamente 209. Sin embargo, el proceso-s ocurre principalmente en estrellas de masa pequeña que evolucionan más lentamente.
No podemos completar la Tabla periódica de elementos sin acudir a las estrellas. En las estrellas pequeñas y medianas como el Sol se transmutan una serie de elementos hasta llegar al hierro donde la fusión se frena por falta de potencia energética y, el resto de elementos más pesados y complejos, están en el ámbito de las estrellas masivas que, al final de sus vidas explotan como Supernovas y riegan el espacio interestelar de otros materiales como el oro y el platino, o, el Uranio.
Una imagen del Observatorio Chandra de Rayos-X del remanente de supernova Cassiopeia A, con una impresión artística de la estrella de neutrones en el centro del remanente. El descubrimiento de una atmósfera de carbono en esta estrella de neutrones resuelve un misterio de hace una década alrededor de este objeto. Crédito: NASA/CXC/Southampton/W.Ho;NASA/CXC/M.Weiss
Durante la nucleosíntesis de supernovas, el Proceso-R (R de Rápido) crea isótopos pesados muy ricos en neutrones, que se descomponen después del evento a la primera isobara estable, creando de este modo los isótopos estables ricos en neutrones de todos los elementos pesados. Este proceso de captura de neutrones ocurre a altas densidades de neutrones con condiciones de grandes temperaturas. En el Proceso-R, los núcleos pesados son bombardeados con un gran flujo de neutrones para formar núcleos ricos en neutrones altamente inestables que rápidamente experimentan la desintegración Beta para formar núcleos más estables con un número atómico mayor y la misma masa atómica. El flujo de neutrones es increíblemente alto, unos 1022 neutrones por centímetro cuadrado por segundo.
Pudimos desvelar el origen de los elementos y cómo se formaron
Los primeros cálculos de un Proceso-R, muestran la evolución de los resultados calculados con respecto al tiempo, también sugieren que en el Proceso-R las abundancias son una superposición de diferentes flujos de neutrones. Las pequeñas afluencias producen el primer pico de abundancias del Proceso-R cerca del peso atómico A = 130 pero no actínidos, mientras que las grandes afluencias producen los actínidos Uranio y Torio, pero no contiene el pico de abundancia de A = 130. Estos procesos ocurren en una fracción entre un segundo y unos cuantos segundos, dependiendo de detalles. Cientos de artículos relacionados publicados han utilizado esta aproximación dependiente del tiempo. De modo interesante, la única supernova moderna cercana, la Supernova 1987A, no ha revelado enriquecimientos del Proceso-R. La idea moderna es que el Proceso-R puede ser lanzado desde algunas supernovas, pero se agota en otros como parte de los neutrones residuales de la estrella o de un agujero negro.
No hace tanto tiempo que se observó la supernova más notable de los tiempos modernos. En febrero de 1987, la luz llegó a la Tierra procedente de una estrella que explotó en la cercana galaxia grande Nube de Magallanes. 1987a Supernova sigue siendo la supernova más cercana desde la invención del telescopio. La explosión catapultó una enorme cantidad de gas, la luz y los neutrinos en el espacio interestelar. Cuando se observó por el telescopio espacial Hubble (HST) en 1994, se descubrieron grandes anillos extraños cuyo origen sigue siendo misterioso, aunque se cree que han sido expulsados, incluso antes de la explosión principal. Observaciones más recientes del HST muestran en la inserción, sin embargo, han descubierto algo realmente predicho: la bola de fuego en expansión de la estrella en explosión.
Con el paso de los siglos, las supernovas se difuminan y van cediendo material que pierden por distintos motivos de la gravedad, vientos estelares y otros sucesos que se llevan material del remanente. Arriba podemos contemplar lo que ha quedado de la Supernova SN 1572, más conocida como la Supernova de Tycho.
TRANSURÁNIDOS, TRANSACTÍNIDOS Y MÁS ALLÁ
En Química, un elemento sintético es un elemento químico que no aparece de forma natural en la Tierra, y sólo puede ser creado artificialmente. Hasta el momento, se han creado 27 elementos sintéticos (los que tienen números atómicos 95-118). Todos son inestables, descomponiéndose con vidas medias que van desde 15,6 millones de años a unos pocos cientos de microsegundos
“De los elementos con número atómico entre 1 hasta 92, todos a excepción de cuatro (43Tc, 61Pm, 85At, y 87Fr) se pueden detectar fácilmente en ciertas cantidades en la Tierra, teniendo una vida estable, o unos isótopos de vida media relativamente larga, o se generan como subproductos del uranio. Todos los elementos con gran número atómico tienen una probabilidad alta de haber sido generados de forma artificial, otros son extremadamente raros y por lo tanto han sido descubiertos mediante investigaciones científicas, y otros por el contrario no han existido anteriormente, como el plutonio y el neptunio, de los cuales ninguno tiene existencia natural sobre la tierra.”
Los elementos transuránicos (conocidos también como elementos transuránidos) son elementos químicos con número atómico mayor que 92, el número atómico del elemento uranio. El nombre de trans-uránidos significa “más allá del uranio”.
De todo el Uranio que hay en la Tierra, sólo el 7 por 1000 es Uranio 235, el resto es Uranio 238. El primero es ideal como combustible nuclear de fisión y, el segundo, es como la madera mojada, no funciona como tal combustible.
Uranio 235
Llegados a este punto, como el Uranio válido es el 235 que precisamente está muy escaso en la Tierra, se ideó el Reactor Generador que consiste en poner una cantidad de Uranio 238 en el núcleo del generador y se bombardea con Neutrones Lentos del Uranio 235.
El proceso nos lleva a que, al final de la operación, el Uranio 238 que no vale como combustible nuclear de fisión, se ha convertido en Plutonio 239 que es un buen combustible nuclear.
¡Qué no ideará el hombre!
Uranio 238
Los elementos químicos en el Universo
En el Universo se han detectado alrededor de 90 elementos químicos distintos. La abundancia de cada uno de ellos es muy diferente, el hidrógeno constituye casi el 75% de la materia atómica del Universo, de un elemento como el francio apenas si existen 30 g en toda la Tierra, de otros elementos no se conoce su existencia y se han sintetizado en el laboratorio, en algunos casos, apenas unos pocos átomos. Este capítulo lo vamos a dedicar a conocer como el hombre ha ampliado, sintetizándolos de manera artificial, el de elementos químicos conocido hasta llegar en la actualidad al 118, de ellos 112 reconocidos y con nombre admitido por la IUPAC.
Lo cierto es que hemos podido llegar a saber cómo se forman los elementos en el Universo donde la Naturaleza se sirve de las estrellas para “fabricarlos” y en sus distintas categorías de más o menos masas, cada tipo de estrella desempeña una función esencial para que en el Universo puedan existir toda la gama de elementos que podemos conocer y que conforman la Tabla Periódica. Los más sencillos se transmutan en las estrellas pequeñas y los más complejos en las masivas y en las supernovas que se producen al final de sus vidas. Como se dice más arriba, los artificiales, los que están más allá del Uranio, son formados por el hombre en el laboratorio.
El Alquimista descubriendo el fósforo (1771) de Joseph Wright
“El Elixir de la vida, en árabe: Al-ḥaya, en turco otomano: Ab-ı Hayat, en turco antiguo: Bengisu, también conocido como elixir de la inmortalidad, es una legendaria poción que garantizaba la vida eterna.”
Alquimista busca la Piedra Filosofal
“La piedra filosofal es una sustancia alquímica legendaria que se dice que es capaz de convertir los metales básicos, tales como el plomo, en oro (chrysopoeia) o plata. Ocasionalmente, también se creía ser un elixir de la vida, útil para el rejuvenecimiento y, posiblemente, para lograr la inmortalidad.”
Lejos quedan ya aquellos tiempos en el que los Alquimistas, perseguían transmutar el plomo en oro, encontrar la piedra filosofal y el elisír de la eterna juventud. Siempre hemos tenido una imaginación desbordante y, cuando no teníamos los conocimientos necesarios para explicar o conseguir aquello que queríamos y pensábamos que podíamos conseguir… ¡La Imaginación se desataba y volaba por los ilusorios campos de la Ignorancia!
Algunos piensan y se ha podido leer por ahí que:
“Un modelo propone que el origen de los elementos más pesados que el hierro no se da en las explosiones de supernova, sino en procesos en los que están involucradas las estrellas de neutrones”
Cuando se produce el “choque” de dos estrellas de neutrones, se forma el oro y el platino
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Somos cenizas de estrellas. Muchos de los átomos que componen nuestros cuerpos estuvieron alguna vez en el interior de alguna estrella en donde las reacciones de fusión nucleares los sintetizaron. Una vez esos cuerpos estelares murieron los elementos que los componían fueron diseminados por el espacio. Parte de esa materia fue a parar a otros discos de acreción que formaron nuevas estrellas, planetas e incluso seres vivos.
El Big Bang sólo produjo hidrógeno, helio y pequeñas trazas de elementos ligeros, como el litio de nuestras baterías. Son los elementos primordiales. Las reacciones de fusión de las estrellas pueden sintetizar el resto de los elementos de la tabla periódica, pero no los de atómico más elevado. El elemento de corte se suele colocar en el hierro, aunque esta frontera es un tanto difusa. La razón es que las reacciones de fusión para producir esos elementos más pesados no producen energía, sino que la consumen. De hecho, la mejor manera de crear esos elementos pesados es por captura de neutrones.
El caso es que, hasta , se decía que esos elementos pesados, como el oro cuyo brillo tanto nos ciega, el uranio de nuestros reactores o el platino que cataliza tanta química moderna, procedían de las propias explosiones de supernovas. Todos hemos repetido esta popular hipótesis una y otra vez, pero no hay pruebas que la avalen. De hecho, las simulaciones de modelos de explosiones de supernova no confirman dicha síntesis.
, una nueva teoría, coloca el origen de estos elementos en las estrellas de neutrones. Una estrella de neutrones es el residuo que dejan algunas estrellas de gran masa una vez explotan en forma de supernova. Unas simulaciones numéricas realizadas por científicos del Max Planck han verificado que la materia eyectada en procesos en los que están involucrados estos cuerpos producen las colisiones nucleares violentas necesarias como para producir núcleos pesados y generar los elementos más pesados que el hierro.”
Todos sabemos por haberlo explicado aquí repetidas veces, como se forman las estrellas de neutrones que tiene una densidad de 1017 Kk/m3. ¡Una barbaridad! Pues bien, cuando dos de estas estrellas colisionan, se produce una inmensa explosión en la que se pueden crear materiales como el oro y el platino entre otros. Así ha resumido, un grupo de astrofísicos una investigación realizado para comprobar qué pasaba en este tipo de sucesos. De ello podemos deducir que se pueden formar nuevos materiales por procesos distintos al de la fusión nuclear en las estrellas. Sin embargo, la mayoría de los elementos están “fabricados en los hornos nucleares” y, gracias a ello, podemos nosotros estar aquí para contarlo.
emilio silvera
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