Curiosidades Astronómicas

¿QUÉ ES UNA KILONOVA?

By franciscogarcia | 15 marzo, 2024

Una kilonova ocurre cuando colisionan dos estrellas de neutrones o una estrella de neutrones y un agujero negro, que forman un sistema binario orbitando una alrededor de la otra. La monstruosa colisión produce un enorme estallido de ondas gravitacionales y rayos gamma. La primera kilonova se detectó en 2017 en algún punto en la constelación de la Hidra, descubriéndose la fusión de dos estrellas de neutrones en una galaxia a 130 millones de años luz. Se calcula que, debe haberse producido a una distancia de 35 años luz o menos, la onda de choque hubiera vaporizado la atmósfera terrestre.

UN VACÍO AL ROJO VIVO

By franciscogarcia | 6 marzo, 2024

Vimos en una anterior publicación que, tras el Sol, la segunda estrella con mayor tamaño aparente es Betelgeuse [Ver: «LA SEGUNDA ESTRELLA»]

Betelgeuse se encuentra a unos 650 años-luz. Para que la esfera de una estrella aparezca con un diámetro aparente de 0’02 segundos estando a esa distancia, debería tener un diámetro real de 600.000.000 kms. Eso representa un diámetro 430 veces mayor que el del Sol y un volumen 80.000.000 veces mayor. En otras palabras: en el interior de Betelgeuse cabrían 80 millones de soles. Si imaginásemos a Betelgeuse ocupando el lugar del Sol, su superficie llegaría cerca de Marte. Pero Betelgeuse es una estrella variable que se expande y se contrae cíclicamente, así que las cifras que acabamos de citar son un promedio, a veces serán menores y a veces mayores. En su máxima expansión llegaría hasta el cinturón de asteroides.

A pesar de su enorme tamaño, Betelgeuse no es del todo el gigante que parece ¿Qué pasa, por ejemplo, con su masa, la cantidad de materia que contiene? Es sin duda mayor que la del Sol, pero no enormemente más. En realidad se estima que tiene sólo 16 veces más masa que el Sol. Esta masa de 16 soles se extiende en un volumen que es, en promedio, 80 millones de veces mayor que el solar. La densidad media de Betelgeuse, por tanto, es de 16/80.000.000 la del Sol. Esto representa una densidad 1/4.500 de la del aire que respiramos. Si extraemos el aire de un recinto cerrado hasta hacer bajar la densidad a 1/4.500, estaría justificado que hablásemos del resultado como un vacío, no un vacío absoluto, pero suficiente para lo que entendemos por vacío en un sentido cotidiano.

Podemos pues considerar a las capas externas de Betelgeuse como una especie de vacío al rojo vivo. La situación es diferente en el centro, la densidad de las estrellas no es homogénea en todo su volumen, aumenta mucho en el centro. Se calcula que el centro de Betelgeuse tiene dos veces el diámetro de la Tierra y una densidad 2.000 veces superior a la del platino. Ciertamente, no toda Betelgeuse es un vacío al rojo vivo.

El final previsto para Betelgeuse es estallar en forma de supernova que dejará como residuo una estrella de neutrones o un agujero negro.

LA HIPÓTESIS NÉMESIS

By franciscogarcia | 6 marzo, 2024

Al estudiar las extinciones en la Tierra los científicos advirtieron un patrón que se repite cada cierto tiempo. Observaron que aproximadamente cada 26 millones de años en nuestro planeta desaparece un porcentaje de especies considerable, aunque todavía no se sabe con certeza qué lo causa.

En 1984 algunos astrónomos sugirieron la posibilidad de que el Sol pudiera tener una compañera estelar que lo orbitara. Una gran parte de las estrellas son binarias, es decir que se forman por parejas orbitando alrededor de un centro de gravedad común. Por ello, pensar que el Sol pudiera tener una compañera no es tan descabellado. Dicho objeto hipotético recibió el nombre de Némesis (por el nombre de la diosa griega de la venganza), y sería probablemente una enana marrón que orbitaría muy cerca de donde creemos que se encuentra la nube de Oort. Némesis poseería una órbita muy elíptica, por lo que cada 26 millones de años pasaría a través de la nube, bombardeando cometas al Sistema Solar interior, lo que explicaría la periodicidad de las extinciones en la Tierra. Un año más tarde sugirieron la posibilidad de que Némesis pudiera tratarse de un pequeño agujero negro.

Sin embargo, no se han encontrado pruebas definitivas de su existencia y muchos científicos argumentan que una compañera estelar a una distancia tan enorme del Sol no podría tener una órbita estable, ya que sería expulsada hacía la Vía Láctea por las perturbaciones de las demás estrellas. En otras palabras: puede que el Sol tuviera compañía en el pasado, pero parece que en la actualidad está solo.

¿POR QUÉ PARPADEAN LAS ESTRELLAS?

By franciscogarcia | 28 febrero, 2024

Aunque las estrellas, como todos sabemos, son enormes y algunas incluso gigantescas, nos parecen pequeñas debido a las también enormes distancias que están de nosotros. Tan pequeñas que, de hecho, se reducen a meros puntos brillantes de luz.

La luz que nos llega desde las estrellas, la podemos considerar como un fino rayo de luz que parte de un punto hacia nosotros. Cuando este fino rayo de luz pasa a través de nuestra atmósfera, atraviesa diversas regiones de la misma que están a diferentes temperaturas y densidades. Esto ocasiona que se refracte, es decir que cambie imprevisiblemente de dirección apartándose de la linea recta que llevaba. Esta refracción y cambios en la dirección son muy pequeños, pero suficientes para que el haz de luz no impacte continuamente en el mismo punto de nuestra retina, si no que oscile, siempre alrededor de una misma zona pero en puntos diferentes de la retina. Esto es lo que nosotros percibimos como el «parpadeo» de las estrellas.

Los planetas en cambio no parpadean. ¿Por qué? Porque los planetas -aunque a simple vista no seamos capaces de apreciarlo bien- al estar mucho más próximos a nosotros que las estrellas, presentan un círculo luminoso, claramente apreciable con un telescopio. Son puntos de luz, pero puntos lo suficientemente grandes para que el rayo de luz que nos llegue de una zona del círculo se refracte de una forma distinta que los rayos de luz que procedentes de otras zonas del círculo, anulándose así el efecto. Dicho de otra forma, en realidad todos los puntos del círculo del planeta parpadean, pero lo hacen aleatoriamente, anulándose los parpadeos de unos puntos con los de otros. Al observar un planeta con un telescopio, no solo ampliamos la imagen, sino que también ampliamos los parpadeos, lo que difumina los detalles.

NO TRASPASAR «LA LÍNEA ROJA»

By franciscogarcia | 23 febrero, 2024

En astronomía, todo objeto que orbite a otro más masivo tiene una «línea roja» que no le conviene traspasar si no quiere correr el riesgo de ser destruido. Es lo conocido como límite de Roche, por el astrónomo francés Édouard Roche quien lo propuso en 1848.

Se denomina límite de Roche a la distancia mínima que puede soportar un objeto, que mantiene su estructura únicamente por su propia gravedad y que orbita un cuerpo masivo, sin comenzar a desintegrarse debido a las fuerzas de marea que genera el objeto principal. Dentro del límite de Roche, la fuerza de gravedad que el cuerpo central ejerce sobre los extremos más cercano y más alejado del satélite excede a la fuerza de gravedad del satélite, y este podrá ser destruido por las fuerzas de marea.

El límite de Roche para un objeto depende de su masa y densidad, así como de la masa del cuerpo principal y de su propia rigidez y resistencia estructural. En general cualquier objeto que traspase su límite de Roche se romperá en pedazos, pero hay excepciones como, por ejemplo, algunos pequeños satélites de Júpiter y Saturno, que lo han sobrepasado pero resisten porque su rigidez es mayor que las fuerzas de marea a las que están sometidos. Igual pasa con los satélites artificiales que orbitan la Tierra.

Por otro lado, dentro del límite de Roche del cuerpo masivo, ningún objeto puede crecer por agregación de nuevos pedazos, por lo que la materia que esté en el interior del límite no podrá conformarse en una luna, sino que será expulsada hacia más allá del límite, o caerá hacia el cuerpo central atraída por su gravedad, o bien acabará formando anillos alrededor de este.

¿QUÉ ES UN PULSAR?

By franciscogarcia | 2 enero, 2024

En una anterior publicación vimos que cuando una estrella estalla en forma de supernova, si su masa es superior a 1’5 masas solares, su núcleo puede acabar colapsando en forma de estrella de neutrones [Ver: ¿QUÉ ES UNA ESTRELLA DE NEUTRONES?].

La estrella original tendría, debido a su rotación, cierta cantidad de momento angular. Esta cantidad depende de la velocidad de rotación y de la distancia media de la materia estelar al eje de rotación. Una de las leyes fundamentales de la naturaleza es que la cantidad de momento angular en un sistema cerrado debe mantenerse. Cuando una estrella explota, parte del momento angular es arrastrado por el gas y el polvo expulsados, pero buena parte del mismo queda atrapado en las partes centrales.

Cuando el núcleo de la estrella, con su momento angular, se derrumba, la materia de la que está compuesto se acerca al eje de rotación. De una distancia media de millones de kilómetros, se encoge hasta un promedio de sólo cinco kilómetros.. A fin de conservar el momento angular, ese enorme decrecimiento de la distancia desde el eje, debe compensarse con un enorme incremento en la velocidad de rotación. Los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades generan un intensísimo campo magnético, que se une al también intensísimo campo gravitatorio, de forma que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa. Emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa. Si la Tierra se encuentra en el camino de estos chorros de radiación, nuestros instrumentos pueden percibirlos en forma de pulsaciones a intervalos muy cortos y regulares, con períodos de hasta de cientos de veces por segundo. De ahí el nombre de pulsar, que viene a significar «estrella pulsante».

¿QUÉ ES UNA ESTRELLA DE NEUTRONES?

By franciscogarcia | 11 octubre, 2023

Cuando una estrella tiene una masa del orden de 10 masas solares, tiene un destino diferente del que vimos para nuestro Sol [Ver: «EL DESTINO DEL SOL»].

La presión gravitatoria en el núcleo será mucho más intensa que en las estrellas de menor masa y las reacciones de fusión continuarán más allá del estadio oxígeno-neón. El neón se combinará hasta formar magnesio, que lo hace, a su vez, para formar silicio y luego hierro. Una vez que la estrella empieza a crear hierro, se llega a un callejón sin salida, puesto que los átomos de hierro representan el punto de máxima estabilidad y mínimo contenido energético.

Llega un momento en que la presión de radiación producida en las reacciones de fusión, es incapaz de soportar la inmensa presión ejercida por la propia masa de la estrella sobre sí misma. En una fracción de segundo la estrella se encogerá drásticamente hasta una pequeña parte de su primitivo volumen. El resultado es un estallido que destroza las capas exteriores del cuerpo de la estrella. Tendremos entonces una supernova.

¿Pero, que le sucede al núcleo contraído? Si este núcleo es relativamente pequeño, probablemente dejará como residuo una enana blanca. Pero, si es mayor de 1’5 masas solares, al disminuir la presión de radiación hacía afuera después de la explosión, la atracción gravitatoria es tan grande que sobrepasa el nivel de enana blanca, pues los átomos no pueden resistir semejante presión y colapsan sobre sí mismos, uniéndose los electrones con los protones del núcleo atómico y formando neutrones. Tendremos entonces una estrella de neutrones, objeto inimaginablemente denso y caliente.

Tamaño de una estrella de neutrones comparado con la ciudad de Vancouver.

Una estrella de neutrones típica tiene la masa de una estrella regular comprimida en un espacio de una decena de kilómetros o poco más. Un pedazo de estrella de neutrones del tamaño de una cabeza de alfiler pesaría en la Tierra millones de toneladas, y si pudiéramos depositarlo sobre el suelo, éste no podría resistir el peso y el pedazo ira hundiéndose hacia el centro de la Tierra. Es el máximo nivel de «apretujamiento» al que puede llegar la materia; si se sobrepasa este nivel, se formará un agujero negro donde la materia se devora a sí misma y acaba por desaparecer.

DISCO DE ACRECIÓN

By franciscogarcia | 31 diciembre, 2022

Los agujeros negros, por sus inherentes características, son inobservables directamente. Sin embargo sí podemos deducir su presencia por los efectos que ocasionan en su entorno. Uno de estos efectos es el disco de acreción.

El disco de acreción está formado por la materia que envuelve un agujero negro atraída por su enorme gravedad. Esta materia no cae directamente en el agujero negro, sino que, debido a la conservación del momento angular, al ir aproximándose al mismo aumenta su velocidad de giro, de la misma forma que en un desagüe al agua no es tragada directamente sino gira entorno a él. Esta materia giratoria se va extendiendo y «aplanando» hasta llegar a formar un disco.

Tenemos pues un enorme disco de materia que da vueltas en torno a un agujero negro; pero no todas las partes de este disco giran con la misma velocidad angular. Según la tercera ley de Kepler, la velocidad angular será mayor cuanto más próximo se esté del centro de giro. Así una determinada zona del disco se moverá más deprisa que su vecina más externa y más despacio que su vecina más interna. La consecuencia de esto es que se ocasiona un rozamiento interno con gran producción de calor entre las diversas partes constituyentes del disco, y por tanto la emisión de radiación que sí es observable. El rozamiento y la consiguiente producción de calor es más intensa en las partes más internas, por lo que la radiación emitida desde esta zona es más energética que las del resto del disco.

Gracias a esta emisión de radiación podemos observar indirectamente el agujero negro infiriendo su existencia, y además se puede calcular su tamaño, masa, distancia a la que se encuentra, etc.

La segunda estrella

By franciscogarcia | 30 agosto, 2021

Todos estaremos de acuerdo en que en cuanto a tamaño aparente el Sol es con mucho la mayor estrella que vemos. Pero ¿cuál es la segunda estrella más grande en tamaño aparente? Pues es una estrella que brilla con un característico color rojizo en el brazo derecho de Orión. Es la más brillante de dicha constelación y se llama Betelgeuse. En 1920, usando un interferómetro especial, se midió el diámetro aparente de Betelgeuse. Fue la primera estrella que demostró, mediante una medición real, que era más que un punto de luz y fue noticia en los periódicos.

El diámetro aparente de Betelgeuse resultó ser de 0’02 segundos de arco. ¿Qué anchura representa esto? En el diámetro de la Luna llena cabrían casi 100.000 puntos brillantes iguales a Betelgeuse y para llenar todo el firmamento formando una masa compacta de “Betelgeuses”, necesitaremos 1’3 trillones. Cuando se piensa en esto y se tiene en cuenta que las estrellas visibles son sólo unas 6.000, uno se percata de cuán vacío está el firmamento realmente.

CÚMULOS GLOBULARES

By franciscogarcia | 30 agosto, 2021

Los cúmulos globulares son grandes concentraciones de estrellas agrupadas en forma esférica. La Vía Láctea posee más de un centenar, la galaxia de Andrómeda tiene unos 500 . En el centro de los cúmulos la separación media entre estrellas es una décima parte de un año luz, en comparación con los varios años luz de separación entre las estrellas de la galaxia.

Los movimientos de las estrellas en un cúmulo son complicados debido a la acción mutua de las fuerzas gravitatorias entre todas ellas. Pero a veces algunas estrellas adquieren mayor energía que las otras y por consiguiente se mueven más rápidamente. Algunas llegan a adquirir la suficiente velocidad como para escapar del cúmulo. Lenta pero constantemente, a lo largo de cientos de millones de años, las estrellas se «evaporan» de la región central.

Como en el caso de un líquido, la evaporación enfría lo que queda para que pueda proporcionarse la energía suplementaria a las partículas que se van. Enfriar un cúmulo estelar quiere decir hacer más lentas a las estrellas, y por lo tanto para compensar la energía de las estrellas expulsadas el cúmulo debe contraerse, y las ya apretujadas estrellas del núcleo se juntan aún más. Esto sugiere que estos cúmulos al final colapsan en un agujero negro. Los cálculos dan un plazo a este colapso de entre diez y diez mil millones de años, y dado que las observaciones otorgan a los cúmulos globulares unas edades de unos diez mil millones de años, siendo tan viejos o más que la propia galaxia, debemos concluir que la mayoría de los cúmulos globulares que tenía nuestra galaxia ya hace tiempo que han desaparecido en sus agujeros negros. Los que ahora vemos son solamente los viejos vestigios que todavía sobreviven. Se calcula que por nuestra galaxia pueden existir cientos de agujeros negros que esconden los restos de «desafortunados» cúmulos globulares.