La vida de las estrellas

Las estrellas, aunque no en el mismo sentido biológico que nosotros entendemos, podemos decir que tienen una vida, ya que nacen, pasan gran parte de su vida haciendo sus funciones de una manera estable y finalmente mueren. ¿Y no se reproducen? Pues si bien no se reproducen tampoco como nosotros entendemos la reproducción, sí que, cuando una estrella muere, expulsa al espacio el material necesario para formar nuevas estrellas, y planetas.

En este artículo intentaré explicar todo este proceso en la vida de una estrella, desde su nacimiento hasta su muerte.

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M16, La nebulosa del Águila

Las estrellas nacen dentro de las nebulosas interestelares, esto es, enormes, frías y densas nubes de gas, principalmente hidrógeno y algo de helio, y partículas de polvo.

Estas nebulosas, como la nebulosa del Águila, M16 (imagen de la izquierda), una nebulosa de emisión que se encuentra en la constelación de la Serpiente (Serpens Cauda), abundan en las galaxias jóvenes como la nuestra, en concreto en los brazos espirales.

Las nebulosas en principio son estables, la presión interna hacia fuera contrarresta la gravedad hacia dentro, por lo que hay un equilibrio y, por tanto, estabilidad. Pero esta estabilidad no es eterna.

Las nebulosas, como el resto de objetos de las galaxias, se mueven, giran alrededor del centro galáctico, haciendo que el gas de la nube se vaya comprimiendo en ciertas zonas. Además, por causas externas a la nebulosa, como la gravedad de una estrella cercana, la explosión de una supernova o la colisión de dos o más galaxias, provocan también la comprensión del gas y que la nube se colapse por la gravedad en estas zonas.

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Protoestrella

A medida que la nube se comprime, la densidad aumenta y, por tanto, la gravedad también. Llega un momento en que la gravedad es más fuerte que la presión interna, haciendo que la nube se colapse y fragmente en trozos más pequeños y de diferente masa.

El número de fragmentos puede ser de decenas, cientos o miles, es decir, las estrellas no nacen solas, sino que lo hacen en grupos, son decenas, cientos o miles de estrellas que nacen a la vez de una misma nebulosa.

Cada uno de estos fragmentos sigue contrayéndose y haciéndose más denso y, finalmente, acaban colapsándose individualmente, convirtiéndose cada uno de ellos en las llamadas protoestrellas.

La contracción continúa en la protoestrella, haciendo que la temperatura y la presión interna aumenten (a más masa inicial tenga el fragmento, mayor será la temperatura y la presión). El gas de la protoestrella empieza a girar, creando un disco a su alrededor de gas y polvo, residuo del colapso de la nube.

En estos momentos, las protoestrellas ya comienzan a tener aspecto de estrellas, tienen una forma esférica, pero todavía obtienen la energía del colapso gravitatorio, no de reacciones nucleares. Además, a su alrededor hay este disco oscuro. Éste no es uniforme y en las zonas donde hay más acumulación de materia se formarán, probablemente, planetas. Es por ello que este disco se llama disco protoplanetario, ya que en él se formará el futuro sistema planetario que acompañará a la estrella una vez se forme.

La contracción de la protoestrella y el colapso continúa, por lo que la presión y la temperatura interna de la misma sigue aumentando cada vez más. Llega un momento en el que la temperatura en el centro de la protoestrella aumenta lo suficiente, unos 10 millones K (K o Kelvin, ni ºK ni grados Kelvin, es la unidad de temperatura en el Sistema Internacional, donde 0ºC equivalen a 273 K, en concreto 273,15 K y -273,15ºC son 0 K, el cero absoluto, la temperatura más baja que se puede alcanzar), como para desencadenar la fusión nuclear del hidrógeno en helio. Ésta hace que la contracción gravitatoria pare y el astro entre en equilibrio; en estos momentos, la estrella comienza a brillar y se dice que ha nacido formalmente.

Como he comentado, estas reacciones nucleares comienzan fusionando hidrógeno en helio. El hidrógeno es el elemento más sencillo, su núcleo contiene un único protón y el helio el segundo (su núcleo contiene dos protones). En concreto, cuatro núcleos de hidrógeno se convierten en uno de helio, generando una enorme cantidad de energía. Pero entonces resulta que la la suma de los cuatro núcleos de hidrógeno es menor que la del núcleo de helio resultante y ¿dónde está está pérdida de masa? Se ha convertido en energía, cuya cantidad se puede calcular con la famosa ecuación de Einstein, E=mc2.

Esta reacción resumida es la siguiente:

reaccion proton proton

Esta reacción nos dice que, cuatro núcleos de hidrógeno (H), es decir, cuatro protones (el superíndice izquierdo nos indica el número de partículas, protones más neutrones, que tiene el núcleo y el subíndice izquierdo el número de protones), reaccionan formando un núcleo de helio (He) con dos protones y dos neutrones (por eso el superíndice 4, número total de partículas, y el subíndice 2, número de protones), dos positrones, e+, (partículas subatómicas de una masa y un tamaño muy, muy pequeños, como el electrón, y con carga positiva, es decir, es la antimateria del electrón, por eso se llama también antielectrón), dos neutrinos, νe, (partículas subatómicas de una masa y un tamaño también muy, muy pequeños, pero sin carga) y dos fotones en forma de radiación gamma (γ), la cual es muy energética. En esta reacción se producen 26,7 MeV (megaelectronvoltios).

Todo el proceso, llamado cadena protón protón, contiene tres reacciones, tal como indica el siguiente esquema:

proton_proton

Cadena protón protón

Empieza con la fusión de dos núcleos de hidrógeno-1 (es el isótopo más común y sencillo del hidrógeno, su núcleo contiene un protón y ningún neutrón), es decir, dos protones, formando un núcleo de deuterio (un isótopo del hidrógeno con un núcleo con un protón y un neutrón) más un positrón y un neutrino. En una segunda reacción, un núcleo de deuterio se fusiona con un protón (hidrógeno-1), dando un isótopo del helio con un núcleo con dos protones y un neutrón, helio-3, y se desprende energía (un fotón en forma de rayos gamma). En la tercera y última reacción, dos isótopos de helio-3 se unen y forman otro isótopo del helio con un núcleo con dos protones y dos neutrones (helio-4), más dos protones.

Los protones tienen carga positiva, por lo que, la fuerza electrostática hace que se repelan. Es decir, si dos protones se aproximan, la fuerza electrostática hace que se repelan y se separen. Pero existe una fuerza más intensa que la electrostática, la fuerza nuclear fuerte, la cual hace posible que dos protones venzan la fuerza electrostática y puedan unirse. Pero esta fuerza nuclear fuerte solo actúa a distancias muy cortas, los protones tienen que estar muy cerca entre ellos para que venza a la fuerza electrostática.

Si dos protones se aproximan, la repulsión por la fuerza electrostática hace que dicha aproximación se detenga y después se separen. Si la velocidad de acercamiento es mayor, se aproximarán más, pero finalmente la repuslón electrostática los separará. A medida que aumenta la temperatura en el interior de la protoestrella, mayor es la velocidad a la que se mueven las partículas y, por tanto, los protones. Así, a medida que aumenta la temperatura, los protones se mueven más deprisa y se acercan más entre sí. Cuando la temperatura es de 10 millones K, la velocidad de los protones es tan alta que se acercan entre ellos lo suficiente como para que la fuerza nuclear fuerte sea más intensa que la electrostática, venciendo así su repulsión y uniéndose mediante la reacción nuclear comentada. Por eso se necesitan estas temperaturas tan elevadas para que los núcleos atómicos se fusionen.

Cuando comienzan estas reacciones nucleares, se generalizan por todo el núcleo de la protoestrella y nace la estrella. Estas reacciones contrarrestan la gravedad y el colapso se para, estabilizando la estrella, la presión hacia afuera debido a la radiación por las reacciones nucleares, se iguala a la fuerza de la gravedad que tira hacia el interior, manteniendo un equilibrio en la estrella que, además, determina su tamaño y que dura apenas sin cambios el 90% de la vida de la estrella. Por otro lado, las reacciones nucleares mantienen la temperatura de la estrella.

La estructura en una estrella recién formada es sencilla, tiene un núcleo activo que es donde se dan las reacciones nucleares y que produce la energía que mantiene estable la estrella. Fuera del núcleo no se dan reacciones nucleares, es una zona inerte. Pero la energía que se produce en el núcleo se propaga desde éste hasta la superficie, propagándose por la zona inerte y manteniendo caliente toda la estrella.

Pero no todas las protoestrellas alcanzan la temperatura suficiente como para que se produzcan las reacciones de fusión nuclear. Para ello, se necesita una masa mínima, el denominado límite subestelar, que es de 0,08 masas solares (unas 80 veces la masa de Júpiter). Por debajo de este valor, nunca alcanzarán la temperatura suficiente para que se produzcan las reacciones de fusión nuclear. Estos astros, denominados enanas marrones, continuarán obteniendo energía a partir del colapso gravitatorio. Incluso pueden llegar a fusionar deuterio (hidrógeno-2, no hidrógeno-1), ya que esta fusión se consigue con 100000 K. Pero el deuterio es un isótopo raro del hidrógeno y dicha fusión durará poco tiempo. Así, las enanas marrones, durante un tiempo serán algo calientes y brillarán, pero llegará un momento que ya no se comprimirán más y se irán enfriando y apagando.

Las enanas marrones son así astros que no llegaron a ser estrellas, por ello se las denomina también, estrellas fallidas. Pero tampoco son planetas, de hecho son más grandes; están entre éstos y las estrellas verdaderas. Se considera que la masa de una enana marrón está entre las 13 y las 80 masas de Júpiter. Por debajo de las 13 masas de Júpiter pasaríamos al mundo de los planetas y por encima de las 80 (o 0,08 masas solares), al de las estrellas.

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M44, el Pesebre

Como ya he comentado, cuando la nebulosa se colapsa y fragmenta, lo hace en muchos fragmentos y cada uno de estos fragmentos formará una estrella. De esta manera, las estrellas no nacen solas, sino que lo normal es que nazcan unas cuantas estrellas a la vez y de la misma nebulosa.

Al principio, todas estas estrellas nacidas a la vez se encuentran cercanas entre ellas, formando los denominados cúmulos abiertos, como el cúmulo del Pesebre, M44 (imagen de la izquierda), un cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Cáncer. Pero las estrellas de un cúmulo abierto se van separando con el tiempo hasta que las estrellas quedan ya bastante distanciadas unas de otras y el cúmulo desaparece.

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Diagrama Hertzsprung-Russell

Una vez comienza la fusión nuclear, la nueva estrella pasa a la secuencia principal del diagrama Hertzsprung-Russell, donde pasará la mayor parte de su vida (aproximadamente, el 90%).

La secuencia principal es una especie de diagonal del diagrama Hertzsprung-Russell. Va desde la zona superior izquierda, donde se sitúan las estrellas más masivas, con una fusión nuclear más veloz y, por tanto, brillan más y son más calientes, pero su vida es más corta (son las gigantes azules), hasta la zona inferior derecha, donde se sitúan las estrellas menos masivas, con una fusión nuclear más lenta y, por tanto brillan menos y son más frías, pero su vida es más larga (son las enanas rojas). A lo largo de la secuencia principal, desde las gigantes azules a las enanas rojas, las estrellas disminuyen en masa, luminosidad y temperatura, pero aumentan en tiempo de vida. A más masiva sea la estrella, menos tiempo estará en la secuencia principal, ya que una estrella grande quema antes el combustible que una pequeña.

El Sol está actualmente en la secuencia principal, se sitúa más o menos por el centro de la misma. Lleva en ella 5000 millones de años y todavía le quedan otros tantos para salirse de ella.

En la secuencia principal, las estrellas se mantienen estables antes de evolucionar a gigantes o supergigantes rojas, y se van desplazando hacia la derecha a medida que aumenta el radio y disminuye la temperatura.

A medida que la estrella quema hidrógeno para convertirlo en helio, éste, más denso, se va hacia el núcleo de la estrella y aquél a las capas más externas. De esta manera, en el núcleo de la estrella cada vez hay menos hidrógeno y más helio. Llega un momento en el que en el núcleo de la estrella solamente hay helio y en él ya no se producen reacciones nucleares, es inerte. Alrededor de este núcleo de helio inerte hay una zona activa, pues en ella hay hidrógeno y se siguen realizando reacciones nucleares de fusión de hidrógeno en helio.

El núcleo de helio se va haciendo cada vez más denso y como en él no se producen reacciones nucleares, empieza a contraerse debido a la gravedad y se colapsa. Ello hace que a su vez siga aumentando la densidad y la temperatura del núcleo y también que las reacciones nucleares de la zona activa que envuelve al núcleo sean más intensas, aumentando la producción de energía y la presión de la radiación, que vence a la fuerza hacia el centro de la gravedad.

Como consecuencia de todo esto, la estrella se expande. Sus capas más externas, como están alejadas del núcleo, se enfrían y, por tanto, la estrella adquiere un color rojizo y se convierte en una gigante o supergigante roja, saliendo de la secuencia principal. A partir de aquí, el destino de la estrella dependerá de su masa.

Las estrellas de masa muy baja (la mitad que la del Sol o menos), viven mucho tiempo (decenas de miles de millones de años). Se sitúan abajo y a la derecha de la secuencia principal (enanas rojas) y van quemando muy lentamente el hidrógeno de su núcleo.

Tamaños

Comparativa de tamaños

En las enanas rojas, una vez se ha agotado el hidrógeno de su núcleo, comienzan a quemar el de las capas externas y se expanden. Cuando se agota también este hidrógeno, la estrella se colapsa, ya que la presión interna no contrarresta la gravedad. En este colapso, la temperatura interna y la presión aumentan, pero no lo suficiente como para fusionar el helio del núcleo. Esto hace que la estrella se vaya enfriando, apagando, encogiendo y, finalmente, muriendo, acabando como una pequeña y tenue enana negra.

Los astrónomos hablan de unas hipotéticas enanas negras. Éstas serían la consecuencia del enfriamiento total de una enana roja o de una enana blanca. Pero el tiempo requerido para esto es de decenas de miles de millones de años, por lo que, desde el big bang (hace unos 13700 millones de años), todavía no ha pasado tiempo suficiente para que se haya formado ninguna enana negra.

El destino de las estrellas de masa mediana (como el Sol) y masivas o muy masivas, es muy diferente entre ellas y al de las enanas rojas.

vida estrellas

Etapas de la vida de las estrellas

Las estrellas medianas (entre 0,5 y 9 masas solares), tienen una vida media (unos 10000 millones de años) y están situadas por el centro de la secuencia principal. Como he comentado anteriormente, una vez agotan el hidrógeno del núcleo, comienzan a fusionar el de las capas externas y la estrella se expande convirtiéndose en una gigante roja.

Una estrella en fase de gigante roja puede aumentar su diámetro hasta unas 100 veces. De esta manera, dentro de unos 5000 millones de años, cuando el Sol se convierta en una gigante roja, su tamaño aumentará desde un diámetro actual de 1400000 km (unas 0,01 Unidades Astronómicas, UA) a un diámetro de 1 UA (unos 150 millones km). Se hará tan grande que absorberá las órbitas de los planetas interiores (Mercurio, Venus y la Tierra).

tamaños2

El Sol ahora y cuando sea gigante roja

Una vez agota el hidrógeno de las capas externas, la estrella se colapsa porque la presión interna no contrarresta la gravedad y comienza a aumentar la temperatura y la presión interna. En estas estrellas, la temperatura interna aumenta lo suficiente (unos 100 millones K), como para desencadenar la fusión nuclear del helio en carbono. En concreto, tres núcleos de helio forman uno de carbono. La fusión del helio también origina oxígeno, en concreto, cuatro núcleos de helio forman uno de oxígeno. En ambas reacciones, como en la de hidrógeno en helio, hay una pérdida de masa que se convierte en energía.

El carbono y el oxígeno, más densos que el helio, se van hacia el núcleo y el helio va formando una capa alrededor del núcleo. Además, tenemos la capa más externa de hidrógeno en la que no se produce ninguna reacción nuclear. De esta manera, en el núcleo cada vez hay menos helio y más carbono y oxígeno. Cuando agota el helio nuclear ocurre como cuando se agota el hidrógeno nuclear: en el núcleo de carbono y oxígeno ya no se producen reacciones nucleares, es inerte y la estrella empieza a fusionar el helio de la capa que envuelve al núcleo inerte de carbono.

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M27, la nebulosa Dumbbell

Por la misma razón que cuando fusiona el hidrógeno de la capa activa que envuelve al núcleo inerte de helio, cuando quema el helio de la capa que envuelve al núcleo, la estrella vuelve a expandirse y las capas externas se desprenden de la estrella y se liberan al espacio, formando los gases de estas capas liberadas unas estructuras muy peculiares, las denominadas nebulosas planetarias, como M27, la nebulosa Dumbbell (imagen de la izquierda), una nebulosa planetaria que se encuentra en la constelación de la Zorrilla (Vulpecula).

Cuando agota el helio de las capas externas al núcleo, se detienen las reacciones nucleares y la estrella vuelve a colapsarse, ya que no hay nada que contrarreste la gravedad. De esta manera, la temperatura y la presión interna aumentan, pero no lo suficiente como para fusionar el carbono y el oxígeno del núcleo.

La estrella sigue colapsándose debido a la gravedad, de manera que los átomos cada vez se van apretando más los unos a los otros, hasta que llega un momento en que no puede comprimirse más y el colapso se detiene. En estas circunstancias, los electrones, que apenas tienen espacio para moverse, lo han de hacer a unas velocidades muy altas, generando una presión (presión de degeneración electrónica), que es la que para el colapso de la estrella.

Lo que queda de la estrella original, su remanente, es una estrella muy pequeña y muy densa, del orden de toneladas/cm3, es lo que se denomina una enana blanca. Es tan densa que, una estrella como el Sol queda reducida a un volumen como el de la Tierra (unas 2 t/cm3). El volumen de un terrón de azúcar compuesto de la materia de una enana blanca, tendría una masa de varias toneladas.

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M57, la nebulosa del Anillo

En el centro de las nebulosas planetarias se puede observar la enana blanca, el remanente de la estrella que formó dicha nebulosa, como en la imagen de la derecha, que es un recorte de una foto que hice a la nebulosa del Anillo (M57), una nebulosa planetaria que se encuentra en el cielo en la constelación de la Lira.

Las enanas blancas están prácticamente constituidas de carbono y oxígeno y una pequeña parte de hidrógeno y helio en su superficie. En el momento de formarse la enana blanca, está muy caliente y la estrella brilla, pero con el tiempo se va enfriando, apagando y extinguiendo, hasta convertirse en una enana negra. Pero como ya he comentado, este proceso es muy lento y todavía no ha pasado suficiente tiempo desde el big bang como para que se haya formado ninguna enana negra.

Las estrellas masivas y muy masivas (de mas de 9 masas solares), tienen una vida corta (unos pocos de millones de años) y están situadas arriba y a la izquierda de la secuencia principal (gigantes azules). Como pasa con las estrellas medianas, una vez agotan el hidrógeno nuclear, comienzan a fusionar el hidrógeno de las capas externas al núcleo inerte de helio y se expande, pero en este caso se vuelven enormes; son las llamadas supergigantes rojas.

En la imagen siguiente podemos ver la comparativa de diferentes estrellas. Betelgeuse y Antares son supergigantes rojas, Rigel una gigante azul, Aldebarán una gigante naranja y Pollux, Sirio y el Sol son medianas.

Medidas

Tamaños de algunas estrellas

Betelgeuse, Antares y Aldebarán ya no están en la secuencia principal, mientras que Rigel, Pollux, Sirio y el Sol, todavía lo están.

Como también ocurre en las estrellas medianas, al agotarse el hidrógeno de las capas externas, la estrella se colapsa, aumentando la temperatura y la presión interna hasta que la temperatura alcanza la temperatura suficiente como para desencadenar la fusión nuclear del helio en carbono y oxígeno.

Pero a diferencia de las estrellas medianas, una vez agota el helio nuclear, primero, y el de las capas externas al núcleo, después, al volverse a colapsar la estrella, en el núcleo sí se alcanza la temperatura suficiente como para que se produzcan nuevas reacciones nucleares de fusión del carbono y el oxígeno y la estrella vuelve a expandirse.

Fusiones

Nucleosíntesis

Este proceso expansión-colapso se repite formando en su interior los 26 primeros elementos químicos, es decir, hasta el hierro. Este proceso es conocido como nucleosíntesis.

tabla periodica

Los 26 primeros elementos químicos

En la tabla anterior, que es una tabla periódica de los elementos con los 26 primeros, se indica el número atómico (arriba a la izquierda), que nos indica el número de protones que tiene el núcleo, el símbolo del elemento y su nombre.

Capas

De esta manera, la estrella estará formada por una serie de capas concéntricas, como si fuera una cebolla, desde la más externa formada por el elemento más ligero (hidrógeno), hasta la más interna formada por el elemento más pesado (hierro).

Pero el hierro es el último elemento que se forma en el núcleo de las estrellas. A partir del hierro, ninguna reacción nuclear produce energía. Al no producirse ninguna reacción nuclear, es la gravedad la única fuerza, por lo que la estrella se colapsa rápidamente sobre el núcleo de hierro. Este colapso ejerce una enorme presión sobre el núcleo, que hace que los electrones se junten con los protones, neutralizándose y formando neutrones. De esta manera, el núcleo de la estrella se convierte en una esfera de neutrones.

Así, al colapsarse la estrella, colapso que es rapidísimo, todas las capas externas de la misma chocan con este núcleo de neutrones, comprimiéndose todavía más, por lo que la presión y la temperatura aumentan enormemente (la temperatura alcanza los miles de millones de grados), haciendo que estas capas reboten en el núcleo de neutrones en una enorme explosión conocida como supernova.

En esta explosión se acaban de producir el resto de los elementos químicos, desde el cobalto (elemento 27) al uranio (elemento 92), los cuales salen despedidos, junto con los elementos más ligeros formados anteriormente, a una velocidad de más de 10000 km/s, diseminándose al espacio.

Estos elementos se distribuyen entre el espacio y serán materia prima para que las siguientes generaciones de estrellas se formen con un mayor contenido de elementos químicos. Todo este material producido en la muerte de la estrella, servirá para formar nuevas estrellas, planetas y vida.

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M1, la nebulosa del Cangrejo

Todo el carbono de nuestros cuerpos y del resto de seres vivos, todo el silicio de los chips, todo el oro de nuestras joyas, todo el hierro y el níquel del núcleo de la Tierra, todo el oxígeno que respiramos, …, toda esta materia, toda la materia que hay en la Tierra y en todo el Sistema Solar, se formó hace miles de millones de años al morir una estrella enorme y fue expulsada al espacio al explotar como supernova

Poco después de la explosión, y durante los siguientes miles de años, podemos observar una nebulosa que se expande por el espacio; es lo que se denomina remanente de supernova, como la imagen de la derecha, que es un recorte de una fotografía que hice de la famosa nebulosa del Cangrejo (M1), el remanente de una supernova que fue observada y documentada en el año 1054.

Lo que queda de la antigua estrella, el remanente estelar, se colapsa y, dependiendo de su masa, pueden pasar dos cosas.

estrella neutrones

Estrella de neutrones y la Tierra

En las estrellas masivas, esto es, si la masa inicial de la estrella está entre 9 y 30 masas solares, el remanente estelar es de entre 1,4 y 3 masas solares.

En este caso, después del colapso, toda la materia del núcleo se comprime y se forma una estrella de neutrones, muy densa y compacta (entre 3,7·1017 y 5,9·1017 kg/m3, mucho más densa que una enana blanca), formada básicamente por neutrones. Una masa entre 1,4 y 3 masas solares comprimida en un volumen de una esfera de radio entre 10 y 20 km.

Las estrellas de neutrones pueden girar muy rápidas sobre sí mismas, varios cientos de veces por segundo, emitiendo ondas de radio en cada vuelta como si fueran un “faro cósmico”; en este caso la estrella de neutrones se llama pulsar, del acrónico en inglés pulsating star, como el que se encuentra en el centro de la nebulosa del Cangrejo, el conocido como pulsar del Cangrejo (PSR B0531+21).

Pero en las estrellas supermasivas, de más de 30 veces la masa del Sol, el remanente estelar supera las 3 masas solares. En este caso, el colapso del núcleo de neutrones no se detiene, sino que continúa, por lo que la gravedad cada vez es más intensa. En principio este colapso continuaría indefinidamente, pero llega un momento en que la gravedad es tan grande que la velocidad de escape iguala a la velocidad de la luz.

La velocidad de escape de un astro, es la velocidad que necesita un cuerpo para vencer la gravedad del astro y “escapar” de él. Así por ejemplo, en la Tierra, la velocidad de escape es de 11,2 km/s (un cuerpo lanzado desde la superficie de la Tierra a una velocidad menor a los 11,2 km/s, volvería a caer, mientras que por encima de esa velocidad, abandonaría la Tierra y se adentraría en el espacio), en la Luna es de 2,4 km/s y en el Sol de 617,7 km/s.

agujero negro

Agujero negro

Si la velocidad de escape iguala la velocidad de la luz, unos 300000 km/s, según la teoría de la relatividad, no hay nada que supere esta velocidad, lo cual significa que no hay nada que pueda escapar del objeto, ni siquiera la luz. El remanente estelar es como si desapareciera; se ha formado un agujero negro.

Pero realmente no desaparece, ya que es una región del espacio que, aunque sea “invisible”, tiene una enorme fuerza de gravedad, de manera que nada puede salir de esta región.

Teóricamente, en el interior del agujero negro, el objeto continúa su contracción indefinidamente.

Acerca de José Luis Martínez Martínez

Profesor de matemáticas de ESO y Bachillerato
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