Algunos de vosotros me habéis pedido, fuera de este blog, que explique qué es un agujero negro. Intentaré explicarlo, pero antes creo que es necesario entender un poco lo que se llama "evolución estelar".
Seguro que algunos hemos visto artículos sobre este tema con nombres tan sugestivos como "Nacimiento, vida y muerte de las estrellas" o algo parecido. Un título muy poético pero, a mi juicio, poco acertado. Los seres vivos nacen, viven y mueren, las estrellas no. Yo prefiero llamarle "Formación, evolución y colapso de las estrellas". Estas tres fases son las que vamos a ver en este artículo.
Sin entrar en temas más complejos como la materia oscura o la energía oscura, digamos que, a raíz del Big Bang, la materia ordinaria del Universo consiste aproximadamente en un 75% de Hidrógeno, un 24% de Helio y un 1% de otros elementos. Esto es así porque el Hidrógeno y el Helio son los átomos más "ligeros", ya que el Hidrógeno posee un núcleo con sólo un protón y el Helio con dos protones, y son los productos más simples de la "condensación" de la energía del Big Bang en forma de materia ordinaria.
Vamos a ver las diferentes fases de la evolución estelar y, en un próximo artículo, hablaremos de los agujeros negros.
1. Formación estelar.
Dado que el Hidrógeno es el elemento más abundante en el Universo, existen zonas del espacio en las que la concentración puede ser muy alta formando inmensas nubes de gas. En alguna zona de esta nube, por motivos que pueden ser muy diversos, se pueden formar "grumos" o pequeñas agrupaciones de átomos que se atraen por su propia fuerza de gravedad, aumentando de tamaño y masa y, consecuentemente, atrayendo gravitacionalmente a más y más átomos de Hidrógeno (y alguno que otro de Helio). Esta agrupación de átomos va progresivamente aumentando de masa, por tanto, su fuerza gravitatoria va aumentando y atrayendo más y más átomos de Hidrógeno, formando una nube más densa. En este momento tenemos lo que se denomina una protoestrella, es decir, un astro que todavía no es una estrella pero que va camino de serlo.
Cuando la protoestrella ha alcanzado una masa suficiente, su fuerza gravitatoria es tan grande que la presión en su interior provoca que los átomos de Hidrógeno empiecen a experimentar reacciones nucleares de fusión y liberando gran cantidad de energía. En este momento podemos decir eso de "ha nacido una estrella". Y este proceso ha durado varios millones de años.
Al mismo tiempo que ocurre esto, pueden formarse otras aglomeraciones de otros elementos menores presentes en la nube de gas que van creciendo a cierta distancia de la futura estrella, que no alcanzan a tener tanta masa y que, debido a un concepto físico denominado "momento angular", se mantienen en órbita alrededor de la futura estrella. Estas relativamente pequeñas masas formarán futuros planetas, creándose así un sistema planetario como nuestro Sistema Solar.
El telescopio espacial Hubble nos muestra una preciosa fotografía de una gigantesca nube de gas, auténtico criadero de estrellas, ubicado en la Nebulosa del Águila, dentro de nuestra galaxia, a unos 7000 años luz y conocido como "Los Pilares de la Creación".
2. Evolución estelar.
El artículo Qué es una estrella del 10/12/2020 terminaba con la pregunta: ¿Y qué pasa cuando el Hidrógeno se ha consumido?. La respuesta (o eso deseo) está en esta fase de evolución estelar.
Todo depende de la masa que haya conseguido alcanzar la protoestrella. Al fusionarse el Hidrógeno se forma Helio que, al ser más pesado, cae al centro de la estrella y, cuando se alcanza la presión suficiente, comienza a fusionarse creando Carbono y otros elementos más pesados que van cayendo hacia el centro de la estrella. La fusión del Hidrógeno produce Helio y una enorme emisión de energía, pero la fusión del Helio requiere unas presiones muy elevadas, que sólo se consiguen si la estrella tiene suficiente masa para que su gravedad comprima su núcleo lo suficiente y esta fusión genera una energía mucho mayor.
Es en esta fase de fusión de Hidrógeno y, en algunos casos de Helio, donde la estrella pasa la mayor parte de su existencia, que puede durar muchos millones de años.
Hagamos aquí un inciso para entender un aspecto importante: el color de las estrellas. A grandes rasgos podemos distinguir entre estrellas marrones, rojas, amarillas y azules. Pero que nadie espere ver el cielo nocturno lleno de puntos de colores. Este color es muy sutil y las vemos desde la Tierra prácticamente blancas. El color es un indicativo de su temperatura superficial y, por tanto, de la cantidad de energía que irradian al espacio, que depende también de la masa de la estrella.
Estas temperaturas se refieren a las capas exteriores de la estrella cuya luz es la que vemos desde la Tierra. Las temperaturas en el núcleo de la estrella, que es el "horno" donde se producen las reacciones nucleares, llegan a millones de grados.
3. Colapso final.
Dependiendo de su masa, la estrella terminará su existencia de forma diferente.
a) Estrellas de muy baja masa (< 0,08 MSol).
Cuando la protoestrella que se ha formado sólo ha conseguido una masa muy baja, menos de 0,08 masas solares, la gravedad no crea suficiente presión en su interior para iniciar la fusión del Hidrógeno y la estrella emite muy poca energía, simplemente por el calor generado; tiene poco brillo y es una Enana Marrón. Con el paso del tiempo irá enfriándose hasta apagarse definitivamente. Podríamos decir que no ha conseguido ser una verdadera estrella.
b) Estrellas de masa baja (0,08 - 0,8 MSol).
Si la masa de la estrella está entre 0,08 y 0,8 masas solares, hay suficiente presión en su interior para fusionar el Hidrógeno pero no lo bastante para fusionar el Helio. El Hidrógeno se va agotando y la estrella se va enfriando adquiriendo un color rojizo; es lo que se llama una Enana Roja. Cuando todo el Hidrógeno se ha consumido sólo queda una masa de Helio que brilla por el calor que emite. Lo que queda es una Enana Blanca residual, que puede tardar mil millones de años en enfriarse.
c) Estrellas de masa intermedia (0,8 - 9 MSol).
Son estrellas que se han formado con una masa entre 0,8 y 9 masas solares. Nuestro Sol pertenece a esta clase de estrellas. Igual que la anterior, en su interior hay suficiente presión para fusionar el Hidrógeno pero no lo bastante para fusionar el Helio; sin embargo la fusión de Hidrógeno es más intensa, al tener más masa, la temperatura superficial es mayor y brilla en color amarillo-naranja. En este estado puede existir durante miles de millones de años. Cuando el Hidrógeno empieza a agotarse la estrella se contrae porque la presión no aguanta las capas superiores y, al contraerse, la fusión del Hidrógeno que queda se acelera violentamente, las capas superiores se expanden rápidamente y la estrella se enfría formando una Gigante Roja que permanecerá así por muchos millones de años más. El Helio que se ha formado hasta ahora empieza a fusionarse para formar Carbono y Oxígeno, lo que genera una enorme cantidad de energía de modo que, cuando apenas queda Hidrógeno en las capas superiores, la gravedad ya no puede aguantar el empuje que viene del interior y la estrella explota lanzando al espacio una enorme cantidad de materia que formará lo que se llama una Nebulosa Planetaria, y en el centro quedará una pequeña y compacta enana blanca.
d) Estrellas de masa elevada (9 - 16 MSol).
Son estrellas que se forman por un proceso similar al anterior pero que, al tener mucha más masa, las reacciones de fusión son más intensas y rápidas y emiten mucha más energía. Son Gigantes Azules que brillan con un color blanco azulado antes de convertirse en una Supergigante Roja. Cuando las capas superiores ya no pueden resistir el empuje de la energía que sale del interior se produce una tremenda explosión denominada Supernova, con la expulsión al espacio de gran cantidad de materia con tanta energía que sus átomos colisionan entre sí y forman, en mayor o menor cantidad, toda clase de elementos químicos (toda la tabla periódica) y queda, como resto de este evento, un objeto extremadamente comprimido, muy muy denso, que crea un campo gravitatorio muy intenso. Este objeto es una Estrella de Neutrones.
e) Estrellas supermasivas (> 16 MSol).
Son estrellas gigantes y supergigantes que pueden tener una masa de hasta cien masas solares. En su formación han conseguido reunir tan ingente cantidad de materia que generan una gravedad tan intensa que, en su interior, se producen las reacciones de fusión del Hidrógeno, Helio, Carbono, Oxígeno y otros elementos más pesados. Son verdaderos "hornos" nucleares que generan una cantidad desorbitada de energía; por eso brillan intensamente en color blanco-azulado y se denominan Gigantes Azules. Como en el caso anterior, al final se produce una gigantesca explosión en forma de supernova, mucho más violenta, quedando como resto de esta explosión un objeto muy comprimido, mucho más denso que una estrella de neutrones y con un campo gravitatorio casi infinito. Es lo que se llama un Agujero Negro.
Ya sabemos cómo se puede formar una agujero negro, pero aquí no acaba su historia así que, próximamente, habrá un artículo que hable de ellos.
Algunos datos interesantes.
• Las enanas rojas son muy abundantes en el Universo y queman su combustible nuclear tan lentamente que pueden existir en ese estado durante unos 200.000 millones de años. Teniendo en cuenta que la edad del Universo se estima en unos 13.800 millones de años, ninguna de estas estrellas ha tenido tiempo de colapsar.
• El Sol, que actualmente es una enana amarilla, se formó hace unos 4.600 millones de años y está fusionando Hidrógeno a razón de 700 millones de toneladas por segundo. Aún así, tiene Hidrógeno suficiente para seguir durante otros 5.000 millones de años antes de convertirse en una gigante roja de un tamaño tal que engullirá a Mercurio, Venus y la Tierra.
• La estrella más grande conocida es la estrella Stephenson 2-18. Es una supergigante roja con un volumen equivalente a 10.000 millones de soles como el nuestro.
• Contrariamente a lo que algunos pueden pensar, las estrellas más brillantes que vemos en el cielo nocturno no son las que están más cerca y las menos brillantes las que están más lejos, sino que el brillo que percibimos depende de la energía que irradian al espacio. La estrella Alfa Centauri C o Próxima Centauri es la más cercana a nosotros, está a unos 4,2 años luz y tiene una luminosidad equivalente a 0,5 soles; sin embargo, Sirio es la estrella más luminosa del nuestro cielo, está a unos 8,6 años luz y tiene una luminosidad equivalente a 25 soles.
• Los elementos químicos que constituyen nuestro cuerpo: oxígeno, carbono, hidrógeno, nitrógeno, calcio, fósforo, etc., se han creado en el interior de las estrellas y en las supernovas; por tanto, como solía decir Carl Sagan: somos polvo de estrellas.
• Como vemos, la escala del Universo se mide en miles de millones de años y en millones de masas solares. La existencia del ser humano, con su tamaño y tiempo de vida, es solamente un breve destello que pasa absolutamente desapercibido.
Seguro que algunos hemos visto artículos sobre este tema con nombres tan sugestivos como "Nacimiento, vida y muerte de las estrellas" o algo parecido. Un título muy poético pero, a mi juicio, poco acertado. Los seres vivos nacen, viven y mueren, las estrellas no. Yo prefiero llamarle "Formación, evolución y colapso de las estrellas". Estas tres fases son las que vamos a ver en este artículo.
Sin entrar en temas más complejos como la materia oscura o la energía oscura, digamos que, a raíz del Big Bang, la materia ordinaria del Universo consiste aproximadamente en un 75% de Hidrógeno, un 24% de Helio y un 1% de otros elementos. Esto es así porque el Hidrógeno y el Helio son los átomos más "ligeros", ya que el Hidrógeno posee un núcleo con sólo un protón y el Helio con dos protones, y son los productos más simples de la "condensación" de la energía del Big Bang en forma de materia ordinaria.
Vamos a ver las diferentes fases de la evolución estelar y, en un próximo artículo, hablaremos de los agujeros negros.
1. Formación estelar.
Dado que el Hidrógeno es el elemento más abundante en el Universo, existen zonas del espacio en las que la concentración puede ser muy alta formando inmensas nubes de gas. En alguna zona de esta nube, por motivos que pueden ser muy diversos, se pueden formar "grumos" o pequeñas agrupaciones de átomos que se atraen por su propia fuerza de gravedad, aumentando de tamaño y masa y, consecuentemente, atrayendo gravitacionalmente a más y más átomos de Hidrógeno (y alguno que otro de Helio). Esta agrupación de átomos va progresivamente aumentando de masa, por tanto, su fuerza gravitatoria va aumentando y atrayendo más y más átomos de Hidrógeno, formando una nube más densa. En este momento tenemos lo que se denomina una protoestrella, es decir, un astro que todavía no es una estrella pero que va camino de serlo.
Cuando la protoestrella ha alcanzado una masa suficiente, su fuerza gravitatoria es tan grande que la presión en su interior provoca que los átomos de Hidrógeno empiecen a experimentar reacciones nucleares de fusión y liberando gran cantidad de energía. En este momento podemos decir eso de "ha nacido una estrella". Y este proceso ha durado varios millones de años.
Al mismo tiempo que ocurre esto, pueden formarse otras aglomeraciones de otros elementos menores presentes en la nube de gas que van creciendo a cierta distancia de la futura estrella, que no alcanzan a tener tanta masa y que, debido a un concepto físico denominado "momento angular", se mantienen en órbita alrededor de la futura estrella. Estas relativamente pequeñas masas formarán futuros planetas, creándose así un sistema planetario como nuestro Sistema Solar.
El telescopio espacial Hubble nos muestra una preciosa fotografía de una gigantesca nube de gas, auténtico criadero de estrellas, ubicado en la Nebulosa del Águila, dentro de nuestra galaxia, a unos 7000 años luz y conocido como "Los Pilares de la Creación".
2. Evolución estelar.
El artículo Qué es una estrella del 10/12/2020 terminaba con la pregunta: ¿Y qué pasa cuando el Hidrógeno se ha consumido?. La respuesta (o eso deseo) está en esta fase de evolución estelar.
Todo depende de la masa que haya conseguido alcanzar la protoestrella. Al fusionarse el Hidrógeno se forma Helio que, al ser más pesado, cae al centro de la estrella y, cuando se alcanza la presión suficiente, comienza a fusionarse creando Carbono y otros elementos más pesados que van cayendo hacia el centro de la estrella. La fusión del Hidrógeno produce Helio y una enorme emisión de energía, pero la fusión del Helio requiere unas presiones muy elevadas, que sólo se consiguen si la estrella tiene suficiente masa para que su gravedad comprima su núcleo lo suficiente y esta fusión genera una energía mucho mayor.
Es en esta fase de fusión de Hidrógeno y, en algunos casos de Helio, donde la estrella pasa la mayor parte de su existencia, que puede durar muchos millones de años.
Hagamos aquí un inciso para entender un aspecto importante: el color de las estrellas. A grandes rasgos podemos distinguir entre estrellas marrones, rojas, amarillas y azules. Pero que nadie espere ver el cielo nocturno lleno de puntos de colores. Este color es muy sutil y las vemos desde la Tierra prácticamente blancas. El color es un indicativo de su temperatura superficial y, por tanto, de la cantidad de energía que irradian al espacio, que depende también de la masa de la estrella.
| Color | Temperatura ºK |
|---|---|
| Marrón | <2.000 |
| Roja | 2.000 - 5.000 |
| Amarilla | 5.000 - 8.000 |
| Azul | 8.000 - 40.000 |
Estas temperaturas se refieren a las capas exteriores de la estrella cuya luz es la que vemos desde la Tierra. Las temperaturas en el núcleo de la estrella, que es el "horno" donde se producen las reacciones nucleares, llegan a millones de grados.
3. Colapso final.
Dependiendo de su masa, la estrella terminará su existencia de forma diferente.
a) Estrellas de muy baja masa (< 0,08 MSol).
Cuando la protoestrella que se ha formado sólo ha conseguido una masa muy baja, menos de 0,08 masas solares, la gravedad no crea suficiente presión en su interior para iniciar la fusión del Hidrógeno y la estrella emite muy poca energía, simplemente por el calor generado; tiene poco brillo y es una Enana Marrón. Con el paso del tiempo irá enfriándose hasta apagarse definitivamente. Podríamos decir que no ha conseguido ser una verdadera estrella.
b) Estrellas de masa baja (0,08 - 0,8 MSol).
Si la masa de la estrella está entre 0,08 y 0,8 masas solares, hay suficiente presión en su interior para fusionar el Hidrógeno pero no lo bastante para fusionar el Helio. El Hidrógeno se va agotando y la estrella se va enfriando adquiriendo un color rojizo; es lo que se llama una Enana Roja. Cuando todo el Hidrógeno se ha consumido sólo queda una masa de Helio que brilla por el calor que emite. Lo que queda es una Enana Blanca residual, que puede tardar mil millones de años en enfriarse.
c) Estrellas de masa intermedia (0,8 - 9 MSol).
Son estrellas que se han formado con una masa entre 0,8 y 9 masas solares. Nuestro Sol pertenece a esta clase de estrellas. Igual que la anterior, en su interior hay suficiente presión para fusionar el Hidrógeno pero no lo bastante para fusionar el Helio; sin embargo la fusión de Hidrógeno es más intensa, al tener más masa, la temperatura superficial es mayor y brilla en color amarillo-naranja. En este estado puede existir durante miles de millones de años. Cuando el Hidrógeno empieza a agotarse la estrella se contrae porque la presión no aguanta las capas superiores y, al contraerse, la fusión del Hidrógeno que queda se acelera violentamente, las capas superiores se expanden rápidamente y la estrella se enfría formando una Gigante Roja que permanecerá así por muchos millones de años más. El Helio que se ha formado hasta ahora empieza a fusionarse para formar Carbono y Oxígeno, lo que genera una enorme cantidad de energía de modo que, cuando apenas queda Hidrógeno en las capas superiores, la gravedad ya no puede aguantar el empuje que viene del interior y la estrella explota lanzando al espacio una enorme cantidad de materia que formará lo que se llama una Nebulosa Planetaria, y en el centro quedará una pequeña y compacta enana blanca.
d) Estrellas de masa elevada (9 - 16 MSol).
Son estrellas que se forman por un proceso similar al anterior pero que, al tener mucha más masa, las reacciones de fusión son más intensas y rápidas y emiten mucha más energía. Son Gigantes Azules que brillan con un color blanco azulado antes de convertirse en una Supergigante Roja. Cuando las capas superiores ya no pueden resistir el empuje de la energía que sale del interior se produce una tremenda explosión denominada Supernova, con la expulsión al espacio de gran cantidad de materia con tanta energía que sus átomos colisionan entre sí y forman, en mayor o menor cantidad, toda clase de elementos químicos (toda la tabla periódica) y queda, como resto de este evento, un objeto extremadamente comprimido, muy muy denso, que crea un campo gravitatorio muy intenso. Este objeto es una Estrella de Neutrones.
e) Estrellas supermasivas (> 16 MSol).
Son estrellas gigantes y supergigantes que pueden tener una masa de hasta cien masas solares. En su formación han conseguido reunir tan ingente cantidad de materia que generan una gravedad tan intensa que, en su interior, se producen las reacciones de fusión del Hidrógeno, Helio, Carbono, Oxígeno y otros elementos más pesados. Son verdaderos "hornos" nucleares que generan una cantidad desorbitada de energía; por eso brillan intensamente en color blanco-azulado y se denominan Gigantes Azules. Como en el caso anterior, al final se produce una gigantesca explosión en forma de supernova, mucho más violenta, quedando como resto de esta explosión un objeto muy comprimido, mucho más denso que una estrella de neutrones y con un campo gravitatorio casi infinito. Es lo que se llama un Agujero Negro.
Ya sabemos cómo se puede formar una agujero negro, pero aquí no acaba su historia así que, próximamente, habrá un artículo que hable de ellos.
Algunos datos interesantes.
• Las enanas rojas son muy abundantes en el Universo y queman su combustible nuclear tan lentamente que pueden existir en ese estado durante unos 200.000 millones de años. Teniendo en cuenta que la edad del Universo se estima en unos 13.800 millones de años, ninguna de estas estrellas ha tenido tiempo de colapsar.
• El Sol, que actualmente es una enana amarilla, se formó hace unos 4.600 millones de años y está fusionando Hidrógeno a razón de 700 millones de toneladas por segundo. Aún así, tiene Hidrógeno suficiente para seguir durante otros 5.000 millones de años antes de convertirse en una gigante roja de un tamaño tal que engullirá a Mercurio, Venus y la Tierra.
• La estrella más grande conocida es la estrella Stephenson 2-18. Es una supergigante roja con un volumen equivalente a 10.000 millones de soles como el nuestro.
• Contrariamente a lo que algunos pueden pensar, las estrellas más brillantes que vemos en el cielo nocturno no son las que están más cerca y las menos brillantes las que están más lejos, sino que el brillo que percibimos depende de la energía que irradian al espacio. La estrella Alfa Centauri C o Próxima Centauri es la más cercana a nosotros, está a unos 4,2 años luz y tiene una luminosidad equivalente a 0,5 soles; sin embargo, Sirio es la estrella más luminosa del nuestro cielo, está a unos 8,6 años luz y tiene una luminosidad equivalente a 25 soles.
• Los elementos químicos que constituyen nuestro cuerpo: oxígeno, carbono, hidrógeno, nitrógeno, calcio, fósforo, etc., se han creado en el interior de las estrellas y en las supernovas; por tanto, como solía decir Carl Sagan: somos polvo de estrellas.
• Como vemos, la escala del Universo se mide en miles de millones de años y en millones de masas solares. La existencia del ser humano, con su tamaño y tiempo de vida, es solamente un breve destello que pasa absolutamente desapercibido.
Me ha parecido apasionante. Creo que es el artículo que más me ha gustado, o quizá sea que he podido entender de golpe un montón de conceptos que oía y que no sabía qué significaban. Espero que no te canses de contarnos cosas como estas, que para ti son tan básicas pero que para nosotros nos supone mucho. Me surge una pregunta, qué transcendencia tienen los agujeros negros?
ResponderEliminarSobre los agujeros negros hablaremos en un próximo artículo. Creo que te gustará porque veremos cosas muy curiosas y sorprendentes.
ResponderEliminarGracias por participar.