sábado, 21 de octubre de 2017

Mensajes amables de fin de semana: la belleza impactante de disfrutar, por primera vez en la historia, de una película de la colisión de dos estrellas de neutrones a través de otro sentido distinto "al ojo"


Estimad@s Clientes y/o amantes del LEAN:

Esta semana, desde la habitación de un hotel cercano a uno de mis Clientes, no he podido menos que emocionarme, como buen aficionado a la Astrofísica, por la noticia de la detección de la colisión de dos estrellas de neutrones; a lo mejor dicho así, parecería que no es significativo, pero hay una diferencia fundamental respecto a hechos similares:
Esta vez el espectáculo lo hemos podido disfrutar no solo a través del “sentido” habitual, las ondas electromagnéticas, sino que también venían por ahí las ondas gravitacionales, o sea las deformaciones del espacio-tiempo que predijo Einstein hace más de 100 años
Las ondas electromagnéticas llegan porque han chocado estrellas de neutrones; si la colisión hubiera sido de dos agujeros negros, habríamos recibido ondas gravitacionales, pero no electromagnéticas: es sabido que los agujeros negros son tan supermasivos no puede escapar ni la luz…radiación de Hawking aparte      

Para ver si logro meterle el gusanillo de la Astrofísica a alguien más, en los párrafos siguientes resumiré un poco las ideas principales de todo esto
Las estrellas de neutrones son resto de estrellas de gran masa que, una vez consumido su combustible, estallan, dando lugar a una supernova
Tienen pequeños diámetros, del orden de apenas 20 km. pero, por decirlo de una forma gráfica, una cucharadita de esas estrellas pesa más de mil millones de toneladas.
El fenómeno que se ha observado ahora fue descrito por los científicos hace casi tres décadas: una fusión de dos estrellas de neutrones produciría un estallido corto de rayos gamma (GRB), ondas gravitacionales y una kilonova. La kilonova, es decir, el objeto resultante de la fusión de esas dos estrellas de neutrones, expulsa al espacio elementos pesados como el oro y el platino.
"Las estrellas de neutrones fueron descubiertas en Cambridge precisamente hace ahora 50 años. El descubrimiento, que ocurrió en julio de 1967, se publicó en febrero de 1968. Hace años que sabíamos que las estrellas de neutrones pueden colisionar y fusionarse, pero son eventos muy raros y muy difíciles de detectar", explica a EL MUNDO el británico Martin Rees, cosmólogo y astrofísico de la Universidad de Cambridge.
"La razón por la cual esta detección de ondas gravitacionales es más interesante que las anteriores es porque cuando dos agujeros negros colisionan, no ves nada, pero cuando chocan dos estrellas de neutrones ves destellos de luz, de modo que puedes hacer también observaciones", añade Rees, ex presidente de la Royal Society.
"Durante años hemos oído a los físicos teóricos hablar sobre cómo debía ser una kilonova. No me puedo creer que por fin hayamos podido ver una", ha señalado Iair Arcavi, investigador de la Universidad de California y uno de los autores del estudio publicado en Nature.

El pasado 17 de agosto, a las 8:41 de la mañana hora local, el software de detección automática del observatorio de ondas gravitacionales LIGO en Hanford (EE UU) hizo saltar la alarma ante una nueva vibración en los interferómetros de luz láser. Las mismas ondas fueron captadas también a más de 3.000 kilómetros de allí por el detector gemelo de LIGO, en Luisiana, y en Pisa, en Italia, por su homólogo europeo Virgo. Dos segundos después, el telescopio espacial Fermi de la NASA y el Integral de la Agencia Espacial Europea observaron un estallido de rayos gamma, el tipo de explosión más potente en el universo después del Big Bang. Estos observatorios determinaron el punto del cielo del que provenían las señales y lanzaron alertas internacionales a decenas de telescopios en todo el mundo. Al atardecer de ese día los potentes telescopios del Observatorio Austral Europeo ya apuntaban hacia allí. En cuestión de semanas, unos 70 observatorios de todo el mundo captaron el evento en todo el espectro electromagnético, desde los rayos x a las ondas de radio pasando por la luz visible y el infrarrojo.
“La señal de la fusión ha durado 100 segundos, mientras que las anteriores apenas alcanzaron unos pocos segundos. Al producirse casi a la vez que un estallido de rayos gamma es la primera vez que tenemos la contrapartida visible de un evento de ondas gravitacionales, lo que supone un hito histórico, pues se estima que este tipo de explosiones solo suceden en galaxias como la nuestra cada 10.000 años”
Una exhaustiva disección de este cataclismo se publica hoy en una colección de 15 artículos en Physical Review LettersScience y Nature. Los trabajos permiten confirmar las predicciones teóricas realizadas hace décadas sobre el origen de los estallidos rápidos de rayos gamma y un tipo de explosión estelar conocido como kilonova. Se piensa que en estos eventos, las estrellas de neutrones escupen oro, platino, plomo y otros elementos más pesados que el hierro.
La mayoría de los elementos conocidos tienen un origen astronómico. Los ligeros como el hidrógeno y el helio se produjeron tras el Big Bang. Otros, como el carbono, el nitrógeno o el hierro, los producen las estrellas en su núcleo por fusión nuclear durante miles de millones de años. El choque de las dos estrellas anunciado hoy aclara ahora cómo sucede el llamado “proceso rápido” tras una explosión de kilonova que permite crear la mitad de todos los elementos más pesados que el hierro conocidos, incluidos también el plutonio y algunas tierras raras

Para sacar este resumen, me he apoyado en los siguientes links:

También pueden ayudar estas otras entradas de mi blog, de las que estoy especialmente orgulloso, por el curro que me supuso:

Mensajes amables de fin de semana: somos polvo de estrellas ( Carl Sagan ):
Mensajes amables de fin de semana: el fin de las estrellas:

De este último post, me voy a permitir reproducir parte de su contenido…. para los más impacientes, el resumen de mi humilde mente de consultor sería el siguiente:
El secreto de la enorme liberación de energía en las estrellas está en la transformación de un protón en un neutrón  
Cuando una estrella masiva implosiona, aún le quedan dos opciones. Si no es demasiado pesada, seguirá apiñando los protones y los electrones hasta que también estos puedan fusionarse para producir neutrones
En particular, un protón y un electrón se convierten espontáneamente en un neutrón con la emisión de un neutrino, de nuevo a través de la fuerza nuclear débil
De esta manera, la estrella se transforma inexorablemente en una diminuta bola de neutrones


En el presente escrito hacemos una breve descripción del destino que le espera a las estrellas:
El destino de nuestro Sol , dentro de 5.000 millones de años, será acabar como una “enana blanca”, bolas superdensas de materia nuclear entremezclada con un mar de electrones
Así acabarán también el 95% de las estrellas de nuestra galaxia
Es una bola de materia que resiste a la presión aplastante de su propia gravedad gracias al Principio de Exclusión de Pauli
Podemos calcular la mayor masa posible de estas estrellas. Fue Chandrasekhar en 1930 quien realizó por primera vez ese cálculo, que utiliza la teoría cuántica y la relatividad
Nunca veremos una enana blanca cuya masa sea mayor que 1,4 veces la masa del Sol
Nuestro punto de partida es : ¿Qué es una estrella?:
El universo visible está compuesto principalmente de hidrógeno y helio, los dos elementos más sencillos que se formaron en los primeros minutos tras el Big Bang
Después de alrededor de 500 millones de años de expansión, el universo se ha enfriado lo suficiente para que las regiones ligeramente más densas se empezaran a concentrar bajo su propia gravedad
El gas en estas primeras protoestrellas se fue calentando a medida que se contraían sobre sí mismas (cuando un gas se comprime, se calienta)
Cuando el gas alcanza temperaturas del orden de los 100.000 grados, los electrones ya no pueden permanecer en órbita alrededor de los núcleos de hidrógeno y helio, y los átomos se descomponen, dejando un plasma caliente de núcleos desnudos y electrones
La gravedad gana la partida; los protones se repelerán entre sí, pero a medida que la contracción gravitatoria continúa, los protones se mueven cada vez más rápido. Llega un momento, a millones de grados, en el que los protones se mueven tan deprisa que llegan a aproximarse entre sí lo suficiente para que la fuerza nuclear débil asuma el mando.

Lo que ocurre en este caso es que un protón se transforma en neutrón, con la emisión un positrón y un neutrino




Libres de la repulsión eléctrica, el protón y el neutrón se fusionan bajo el influjo de la fuerza nuclear fuerte para dar lugar a un deuterón: el proceso libera cantidades enormes de energía, porque, como sucede también en la formación de una molécula de hidrógeno, el hecho de enlazar cosas libera energía
Esta fusión neutrón-protón da comienzo a una reacción en cadena. El propio deuterón está deseoso de fusionarse con un tercer protón para producir una versión ligera del helio (llamada helio 3) con la emisión de un fotón
Estos núcleos de helio a continuación se emparejan y se fusionan para dar lugar a un helio normal (o helio 4) con la emisión de dos fotones




En cada estadio, la fusión libera cantidades crecientes de energía
Por si esto no fuera suficiente, el positrón que se ha emitido al principio de la cadena también se fusiona rápidamente con uno de los electrones del plasma que lo rodea para producir un par de fotones
Toda esta energía liberada contribuye a la aparición de un gas caliente de fotones, electrones y núcleos que ejerce una presión hacia el exterior que se contrapone a la de la materia atraída hacia el interior hasta llegar a detener la contracción gravitatoria
Esto es una estrella: la fusión nuclear consume combustible nuclear en el núcleo, y esto genera una presión hacia fuera que estabiliza la estrella contra la contracción gravitatoria
La cantidad de hidrógeno que se puede consumir como combustible es limitada
Si la masa de la estrella es suficientemente grande, el núcleo se calentará hasta temperaturas de 100 millones de grados
Entonces el helio, que se había producido como residuo en la fase de combustión del hidrógeno, entra en ignición, fusionándose entre sí para producir carbono y oxígeno, y de nuevo la contracción gravitatoria se detiene temporalmente
¿Qué sucede cuando se les acaba el helio?: sus electrones se apiñarán, llegará un momento en que el Principio de Pauli entre en acción y detenga la contracción.
Este es el destino de las estrellas con masa inferior a 1,4 masas solares: se convierten en enanas blancas; la gravedad queda frenada por el Principio de Exclusión de Pauli
Pero para estrellas más masivas, incluso el Principio de Exclusión de Pauli tiene sus límites
Al mismo tiempo que la estrella se contrae y los electrones se apiñan, el núcleo se calienta y los electrones se mueven cada vez más rápido
Si la masa de la estrella es suficientemente grande, los electrones acabarán moviéndose tan rápido que se aproximarán a la velocidad de la luz, y es entonces cuando sucede algo nuevo
Cuando se acercan a la velocidad de la luz, la presión que los electrones son capaces de ejercer para resistirse a la gravedad se reduce hasta tal punto que dejan de estar a la altura de su cometido
Para estrellas con masas superiores a 1,4 veces la del Sol, los electrones pierden y la gravedad gana
Cuando una estrella masiva implosiona, aún le quedan dos opciones. Si no es demasiado pesada, seguirá apiñando los protones y los electrones hasta que también estos puedan fusionarse para producir neutrones
En particular, un protón y un electrón se convierten espontáneamente en un neutrón con la emisión de un neutrino, de nuevo a través de la fuerza nuclear débil
De esta manera, la estrella se transforma inexorablemente en una diminuta bola de neutrones
En palabras del físico ruso Lev Landau, la estrella se convierte en un núcleo gigantesco
Aún no hemos dicho cómo logran estos neutrones contrarrestar la gravedad y evitar que continúe la contracción….los neutrones están sujetos al Principio de Pauli
Y también son capaces de detener la contracción por lo que, como las enanas blancas, las estrellas de neutrones representan un posible estadio final en la vida de las estrellas
Solo queda una opción más para las estrellas más masivas del universo, estrellas en las que incluso los neutrones se mueven a velocidades cercanas a la de la luz
A estos gigantes les espera el desastre, porque los neutrones ya no son capaces de generar suficiente presión para resistir la gravedad
El resultado es un agujero negro, un lugar donde las leyes de la física tal como las conocemos se vienen abajo
Para entender debidamente el funcionamiento interno de un agujero negro sería necesaria una teoría cuántica de la gravedad que a día de hoy no existe

Hasta aquí, el contenido del post citado sobre el fin de las estrellas

Para información adicional sobre las ondas gravitacionales, sugiero consultar mis escritos siguientes:

Mensajes amables de fin de semana: primera detección triple de una onda gravitacional:

Del telescopio de Galileo al interferómetro láser LIGO, la maravilla técnica que ha permitido la detección de ondas gravitacionales:





Que disfrutéis cada hora del fin de semana

Un cordial saludo
Alvaro Ballesteros


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