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 Letters, Science 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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