12. Explosión de supernova

En donde la vida de una estrella masiva termina en explosión

“Hum Parsec a Mando Estelar, adelante, Mando Estelar. Aquí Hum Pársec informando desde la galaxia Vía Láctea. Acabo de empezar mi investigación y ya he encontrado algo interesante. ¡Adelante, Mando Estelar!”

“Aquí Mando Estelar, Pársec, le recibimos. ¿Cuál es su informe?”

“¡He encontrado una estrella a punto de explotar, Mando Estelar! Según mi detector de neutrinos, la quema de silicio está casi completada. Ahí está, ¡el núcleo ha colapsado! La densidad en el interior de la estrella es tan alta que los electrones se combinan con los protones para dar neutrones, lo que está liberando un millón de millones de millones de millones de millones de millones de millones de millones de millones de neutrinos.”

“¡No se confíe, Pársec! Aunque los neutrinos apenas interactúan con la materia de forma individual, tal cantidad de neutrinos podrían freírle con facilidad. Recuerde, ¡necesitamos su informe!”

“Por suerte, la densidad en el núcleo es tan alta que los neutrinos no pueden escapar inmediatamente, así que estoy a salvo de momento. Según mis mediciones, las regiones internas de la estrella están colapsando ¡a casi el 15% de la velocidad de la  luz! Están a punto de chocar con la estrella de neutrones recién formada. ¡Guau, menuda onda de choque! El material ha rebotado y vuela en sentido opuesto al centro de la estrella, pero mientras, las altas densidades y los flujos de neutrinos han reactivado la fusión en el material y han creado un batallón de elementos más pesados que el hierro.”

“¡Salga de ahí inmediatamente, Pársec! ¡Esa supernova será pronto más luminosa que el resto de las estrellas de la Galaxia combinadas!”

“Recibido. ¡Me largo de aquí!”

“Adelante, Mando Estelar, aquí Hum Pársec de nuevo. Estoy a una distancia prudencial de la supernova y puedo informar de los efectos que está teniendo en los alrededores. La fuerza de la explosión está comprimiendo las nubes de gas de hidrógeno y helio cercanas, y los elementos pesados que ha creado se están mezclando con las nubes. Algunas de estas nubes son suficientemente densas como para convertirse en protoestrellas, pero la cantidad de metales disponible probablemente no permita la creación de planetas. Un par de ciclos más de formación estelar y explosiones de supernova, en cambio, conseguirán con toda seguridad que esta galaxia se llene de estrellas con sistemas planetarios.”

“Realice un informe completo de sistemas planetarios potenciales y asegúrese de avisarnos si encuentra alguno capaz de albergar vida. ¡La Galaxia depende de usted, Hum Pársec!”

“De acuerdo. Aquí Hum Pársec, corto y fuera.”

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Disclaimer: This is a free-online translation from the book by Eric Schulman, "A Briefer History of Time" (1999-2004). No copyright infringement is intended.

11. Producción de hierro

En donde se produce hierro en el corazón de una estrella masiva, con desastrosas consecuencias

Había una vez tres estrellas, una estrella pequeña (0.1 masas solares), una estrella mediana (1 masa solar) y una estrella grande (25 masas solares). Las tres se pasaban el día fusionando hidrógeno en helio, pero como sus masas no eran iguales, cada una lo hacía de manera diferente.

La estrella pequeña brillaba sólo lo que creía conveniente, y usaba su hidrógeno combustible muy despacio. Aunque tenía diez veces menos hidrógeno que la estrella mediana, sabía que duraría hasta 300 veces más (3 000 billones de años, de hecho).

La estrella mediana gastó todo su hidrógeno en 10 000 millones de años y entonces empezó a fusionar helio en carbono y oxígeno. Pero el helio sólo duró mil millones de años, tras lo cual la estrella mediana se conformó con ser una enana blanca que se enfriaba lentamente.

Por otro lado, la estrella grande era presuntuosa y orgullosa. “Soy más masiva que mis hermanas; les mostraré lo brillante que puedo llegar a ser.” Aunque tenía 25 veces más hidrógeno que la estrella mediana, lo usó todo 1 400 veces más rápido, y el hidrógeno sólo le duró 7 millones de años. Luego, la estrella grande empezó a fusionar helio en carbono, pero eso apenas le duró medio millón de años. Desesperada, empezó a fusionar carbono en neón, que duró sólo 600 años. Después pasó a fusionar neón (un año), oxígeno (seis meses), y silicio (un día). Se quedó con un núcleo de una masa solar y media de hierro a una temperatura de 6 000 millones de grados Celsius. Y desafortunadamente para la estrella grande, los protones y neutrones del núcleo de hierro están tan ligados entre sí que la fusión de hierro no genera energía. En ese momento la estrella grande sentía como si 7 000 billones de billones de elefantes estuvieran aplastando su núcleo central, y la temperatura se elevó más aún hasta que los fotones energéticos desintegraron por completo los núcleos de hierro. En una fracción de segundo, el núcleo de la estrella implosionó.

Moraleja de la historia: la estrella grande pensó que 7 000 millones de años sería tiempo de sobra y que no tendría que preocuparse por un futuro tan lejano. Una vez que ya no hubo hidrógeno, se dio cuenta de que el desperdicio en la producción energética no fue la medida más sensata que pudo haber tomado, pero era demasiado tarde para hacer nada al respecto.

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La Tabla aPeriódica de los objetos Messier

Los 110 objetos celestes que componen la siguiente tabla forman parte del catálogo compuesto por el francés Charles Messier y su ayudante Pierre Méchain a finales del siglo XVIII. La intención original del catálogo era ayudar a distinguir estos objetos nebulosos fijos de otros de aspecto similar pero móviles, como por ejemplo, los cometas. La primera publicación contenía 103 objetos, entre nebulosas, galaxias y cúmulos, aunque con posterioridad se añadieron siete objetos más, basándose en notas personales de Messier.

El catálogo Messier es un referente de objetos emblemáticos para el astrónomo aficionado, y su observación es accesible incluso con los telescopios menos potentes. Contiene 40 galaxias, 29 cúmulos globulares, 27 cúmulos abiertos, 6 nebulosas de emisión or reflexión, 4 nebulosas planetarias, 1 asterismo, 1 estrella doble, 1 zona de alta condensación galáctica y 1 supernova. Existe un evento seguido por numerosas asociaciones astronómicas de tratar de ver el catálogo completo en una sola noche.

Mike Keith (2013)

Tratando de emular la tabla periódica de los elementos, el esquema de la imagen agrupa en filas los objetos Messier, clasificándolos por tipo de objeto. El código de colores consiste en blanco para los objetos de origen estelar, verde para las nebulosas, amarillo para las galaxias, rojo para los cúmulos globulares y azul para los cúmulos abiertos. Además, su posición en la fila va más o menos acorde con su posición relativa en el cielo, siendo la fila superior la reservada para los objetos más al norte, y la de abajo para los de más al sur. Dentro de cada fila, los objetos se ordenan de acuerdo a su coordenada en Ascensión Recta (AR), desde las 24h a la izquierda hasta las 0h a la derecha. La primera fila contiene por un lado a la supernova M1 (en el lugar donde se situaría el hidrógeno en la tabla periódica de los elementos), y por otro las estrellas. La segunda fila la forman las nebulosas, tanto las difusas (a la izquierda) como las planetarias (a la derecha).

Cada objeto viene descrito por tres números y un grupo de letras. El número de la esquina superior izquierda se corresponde con su denominación dentro del catálogo, que a su vez viene determinado por el orden en que se descubrió o añadió al propio catálogo. El número de la esquina inferior izquierda es la magnitud, es decir, el brillo aparente con el que se observa el objeto. El número de la esquina inferior derecha indica el tamaño que ocupa en el cielo, en segundos de arco. El grupo de letras indica la abreviatura de la constelación a la que pertenece el objeto.

(vía Figures of Space: Astrophotographs by Mike Keith)

10. Evolución estelar

En donde las estrellas evolucionan y al final mueren

A ver, reclutas estelares, ¡ya es hora de que sepáis lo que os espera! Sé que antes de alistaros para ser una estrella masiva leístes esos panfletos tan sofisticados que hablaban de lo brillante que seríais y de que seríais visibles desde la otra punta de la galaxia. Pero, panda-de-idiotas, no os habéis molestado en leer la letra pequeña ¡que decía que explotaríais en siete millones de años! Y si lo leísteis entonces es que sóis aún más estúpidos de lo que parecéis. ¡Siete millones de años no es mucho tiempo!

Ahora estáis quemando hidrógeno en helio en vuestro interior y vuestro núcleo se está volviendo cada vez más denso. Después de apenas siete millones de años se acabaron las vacaciones, patéticos gusanos, habréis usado todo el hidrógeno más cercano a vuestro centro. Vuestro núcleo colapsará bajo su propio peso hasta que se caliente lo suficiente como para empezar a fusionar helio. Mientras tanto, fuera de vuestro núcleo, pusilánimes, empezaréis a contraeros hasta que el hidrógeno se caliente y empiece a fusionarse. ¿Sabéis lo que pasará con la energía de esta fusión? Que se transmitirá a vuestras capas más externas ¡y os hincharéis hasta cien veces desde vuestro tamaño original!

Después de eso os quedará menos de un millón de años antes de acabar explotando como supernova. Si tenéis suerte, acabaréis siendo una estrella de neutrones, pero conociendo a los de vuestra calaña probablemente acabaréis como un agujero negro y os convertiréis en una singularidad de densidad infinita y volumen cero. os pavoneáis como si tuviérais ya esa densidad, novatos.

Podríais haber elegido ser una estrella de baja masa, ¿sabéis? Entonces vuestro hidrógeno os habría durado miles de millones, o billones de años. Aún así habrías atravesado una fase de gigante, pero tras fusionar helio hasta el carbono os habríais asentado y enfriado lentamente hasta llegar a enana blanca. Ese sí que es un retiro tranquilo.

Pero claro, conociéndoos, probablemente os habríais ido por ahí con alguna estrella cualquiera, habríais obtenido de ella demasiada masa, y os habríais destruído en una explosión de supernova. ¡Los tipos como vosotros me dáis asco! Basta, suficiente charla por hoy, ya es hora de que os pongáis a limpiar esta nube molecular con esos fotones ultravioleta que gastáis. Hay polvo por todas partes y vuestras madres no están aquí para barrerlo por vosotros. ¡Vamos! ¡Ya! ¡Ya! ¡Ya! ¡Uno-dos!

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Plutón no da ninguna pena

El revuelo producido tras la "degradación" de Plutón de su estatus de planeta tras la reunión de la Unión Astronómica Internacional (IAU) en  2006 sigue siendo objeto de mucho debate y dudas entre la población. Y no debería. Mi hipótesis favorita es que la única razón por la que Plutón fue declarado planeta en primer lugar fue porque lo descubrió un norteamericano.

Poor Pluto, by Mathias Pedersen

Si quieres descubrir la historia detrás de todo este embrollo, sigue leyendo.

9. Formación estelar masiva

En donde una estrella masiva se forma

Estrellas en proceso

En el último artículo os mostré cómo convertir una nube molecular gigante en unas cuantas protoestrellas adorables, y ahora es el momento de aprender cómo convertir una de ellas en una estrella perfecta.

Bien, es fundamental que vuestra protoestrella se haya enfriado, entre los -265 y los -262 grados Celsius (eso es entre los 8 y los 11 Kelvin para vosotros, fans de la escala de temperatura absoluta). Mientras la mantengas transparente, la radiación escapará del centro y la temperatura se mantendrá estable. Recordad que no conseguiréis una estrella perfecta si se calienta irregularmente durante la formación, así que no dejéis de lado ninguno de estos detalles. Tras unos pocos miles de años, las regiones centrales deberían volverse densas y empezar a colapsar más rápido que el resto. La densidad y la temperatura deberían incrementarse hasta que las regiones centrales alcancen una temperatura de unos 1730 grados Celsius, punto en el que las moléculas de hidrógeno (H₂) comienzan a romperse en átomos de hidrógeno, estimulando más el colapso hasta que la temperatura en el núcleo alcanza unos 30 000 grados Celsius. Este aumento en la temperatura del núcleo debería ocurrir a lo largo de un periodo de unos pocos cientos de miles de años (recordad no apresurar las cosas) y la temperatura en la superficie aumentará desde unos -170 grados Celsius hasta unos muy satisfactorios 2730 grados Celsius.

En este punto, el tiempo requerido para el siguiente paso depende en gran medida de la masa final que queráis que tenga vuestra estrella. Como insisto en ofrecer lo mejor de lo mejor a mis invitados, normalmente preparo una estrella masiva de unas 15 masas solares. Y dado que no se tarda mucho en hacer ese tipo de estrellas, puedo crear muchas más. Mientras que una estrella con una masa como la del Sol suele llevar unos 40 millones de años hasta completar su fase de protoestrella, una estrella de 15 masas solares necesita sólo 60 000 años. Por otro lado, la estrella más masiva vivirá sólo 10 millones de años en lugar de 10 000 millones de años, aunque eso puede ser una ventaja puesto que disfruto redecorando con bastante frecuencia. Además, la estrella más masiva es más luminosa (unas 21 000 veces más), más caliente (con una temperatura superficial de 35 000 grados Celsius en lugar de los 6 000), y tiene un diámetro mayor (un factor 10). De todas maneras, dado que las estrellas menos masivas son frías, resultan ser rojas, así que de vez en cuando hago un número de estrellas de baja masa por añadir un poco de variedad en el color. Recordad, los cúmulos de estrellas que hagáis pueden ser elaborados, elegantes y con bastante sustancia al mismo tiempo. No olvidéis que la masa final de cada estrella dependerá de alguna forma del medio en que se encuentre inmersa la protoestrella; aseguraos de preparar la región con tiempo suficiente para que no haya errores.

Muy bien, ya sólo nos queda ir terminando. Faltan apenas unos detalles más. En las últimas etapas, la temperatura del núcleo aumenta hasta unas pocas decenas de miles de grados Celsius, el hidrógeno se ioniza, y entonces la estrella se contrae hasta alcanzar su radio final. Una vez que la temperatura del núcleo es suficientemente alta (cientos de miles de grados Celsius), la fusión nuclear da comienzo, y nace una nueva estrella. Recordad que a lo largo de todo este proceso la organización es de capital importancia. Aseguraos de que vuestros ingredientes están listos cuando los necesitéis; saber cuándo y dónde se debe añadir más material es absolutamente esencial para hacer una estrella perfecta. Por ejemplo, si la estrella rota demasiado rápido, podría terminar con una superficie activa, y eso no dejará una buena presentación. Y con las estrellas, como con tantas otras cosas, ¡la presentación lo es todo!


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8. Fragmentación turbulenta

En donde una nube gigante de gas se fragmenta en nubes más pequeñas, que se convierten en protoestrellas

Una guardería estelar

Si sóis de las mías, habréis mirado al cielo cientos de veces para admirar la belleza de la noche estrellada y habréis suspirado por poder obtener el mismo efecto en vuestro propio hogar. ¡Ahora podéis! Porque este mes, el artículo La Vida de Martha Estelar está dedicado a aprender cómo hacer una estrella. Me encantan las estrellas porque proporcionan una oportunidad de ser fantásticamente creativa con ingredientes sencillos. ¡Las variaciones son inagotables! Esa nube de gas que seguro que tenéis en el jardín podría volverse todo un clásico, como una estrella amarilla tipo Sol. Y simplemente añadiendo un poco de masa podéis hacer fácilmente una brillante supergigante azul. La naturaleza de las estrellas es así, ¡y es una de las muchas razones por las que nunca me canso de hacerlas!

Por supuesto, una despensa bien abastecida convierte la preparación de estrellas en algo muy, muy sencillo.  Los ingredientes, en su mayor parte, no son caros. Los campos magnéticos son lo más importante y un buen jardín es un requisito indispensable para proveer los ingredientes necesarios. Mi jardín es modesto, tiene sólo unos pocos pársecs cúbicos de tamaño (más o menos 100 000 billones de billones de billones de kilómetros cúbicos) pero me proporciona todo el hidrógeno, helio y trazas de elementos necesarios para fabricar estrellas perfectas en cada ocasión.

Para empezar, coged una nube con unas diez mil masas solares de material. La nube estará rotando, lo que añade dificultad ya que por supuesto el momento angular debe conservarse. Esto suele ser un problema para las primerizas puesto que los métodos tradicionales no sirven, pero recordad que la flexibilidad es una parte importante de ser una buena cocinera creativa. Así que en lugar de lidiar con cada parte de la nube individualmente, añade un campo magnético para transferir parte del momento angular de la nube en su conjunto al medio que la rodea. No tratéis de apresurar este paso, necesitaréis esperar cerca de un millón o incluso diez millones de años antes de seguir adelante si queréis obtener una estrella perfecta. Por otro lado, podéis hacer buen uso de este tiempo: siempre hay tarea de sobra dentro de vuestra propia casa y podéis encontrar muchas sugerencias en mi nuevo libro, “Consejos Constructivos para Casas Celestiales de Martha Estelar”.

Ah, qué buena pinta. Vuestra nube debería tener una apariencia relativamente suave, con unos pocos grumos aquí y allá. En este punto, añadid algo de movimiento aleatorio a la mezcla y observad mientras esta turbulencia la fragmenta en piezas cada vez más pequeñas. Cada una de estas piezas se puede convertir en una estrella perfecta, y ¡en el siguiente artículo os enseñaré cómo!

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