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Las estrellas más grandes del Universo

Dando vueltas por Youtube me he encontrado esta joya en la que, además de mostrarnos las estrellas más grandes del Universo, nos hace una comparación con el Sol e incluso con los planetas del Sistema Solar.

Qué pequeños somos!!!

Me topé con el vídeo en el Canal de Vistasatelital

Tecnología en su Máxima Potencia – Descubriendo Exoplanetas

Desde pequeñitos nos enseñan que la Tierra gira (orbita) en torno al Sol, pero si somos escrupolosos científicamente, eso no es del todo cierto.

Lo que realmente ocurre es que tanto la Tierra como el Sol giran en torno a un punto, que se llama “centro de masas“. Lo que sucede es que el centro de masas está más cerca del objeto que más masa tiene, y como la masa del Sol es muchísimo más grande que la de la Tierra (330.000 veces), el centro de masas está casi en el centro del Sol. Así que a “simple vista” lo que parece que ocurre es que la Tierra gira en torno al Sol.

Pero si somos puntillosos, si mirásemos y midiésemos bien, podríamos confirmar que el Sol gira a unas decenas de m/sg (o unos pocos Km/h) en torno al Centro de Masas. Pero entendamos que “medir” esto es complicado, más si sabemos que la distancia entre el Sol y la Tierra es de 149,6 Millones de Km.

Así pues, tenemos una pequeña velocidad de giro originada por un planeta sobre una estrella, pero que es insignificante frente a las distancias que separan a ambos. Así que las técnicas que se deberían utilizar para medir ese fenómeno deberían ser “muy finas” para poder distinguir tan pequeña reacción.

Pero seamos más osados, pensemos en una estrella que está a 20 años-luz (unos 200.000.000.000.000 Km = 200 billones de Km) y que tiene un planeta de unas 2 veces la masa de la Tierra orbitando. La pregunta es:

¿Seremos capaces de medir tan insignificantes variaciones de decenas de m/sg a una distancia tan inmensa?

La respuesta es SI

Un ejemplo es Gliese 581 e, un Exoplaneta (planeta fuera del Sistema Solar) de 1,9 veces la masa de la Tierra y que gira en torno a una estrella de 0,31 veces la masa del Sol.

Pero, ¿Cómo es posible detectar esas pequeñas variaciones a tantísima distancia?

Pues mediante instrumentos altamente sofisticados como HARPS, del telescopio de 3.6 m de La Silla (Chile):

“Puede obtener precisiones de 0.97 m/sg (3.5 km/h), aun que su precisión efectiva llega hasta los 0.30 m/sg o (30 cm/sg) siendo uno de dos instrumentos que pueden lograr ese nivel de precisión en la Tierra, gracias a un diseño en el que la estrella objetivo y un espectro de referencia de una lámpara de Torio son observados simultáneamente usando dos alimentaciones de fibra óptica idénticas, además de un alto grado de atención a la estabilidad mecánica, ya que el instrumento se encuentra sobre una cámara de vacío, que posee una temperatura controlada hasta por variaciones de 0.01C. La exactitud del instrumento es tal que se obtuvo la mejor medición obtenible del espectro del torio.”  Vía Wikipedia

Simplemente ALUCINANTE y todavía nos queda mucho por ver, gracias a misiones espaciales  como GAIA, que permitirá la detección de muchísimos más Exoplanetas.

Por cierto, aunque Gliese 581 e, sea muy parecida a la Tierra, la vida allí es imposible ya que está sólo a un 3% de la distancia Tierra-Sol, por lo que las Temperaturas que allí habrá serán de varios miles de grados centígrados…

Dejamos para un posterior Post el hablar de la Zona de Habitabilidad

Esta entrada participa en el Carnaval de la Tecnología (5ª edición) que se celebra durante este mes de diciembre en brucknerite, administrado por Iván Rivera (@brucknerite)

Supernovas de Estrellas Masivas (Parte II) – Una explicación sencilla

Nos quedamos en el Post anterior haciéndonos la siguiente pregunta cuando una Estrella empieza a desmoronarse sobre sí misma:

¿Por medio de qué mecanismo se invierte el sentido de la caída? ¿ Qué es lo que genera el núcleo, que lanza hacia arriba las capas que se desmoronan?

En ciencia, la mayoría de las cosas que conocemos se han descubierto; no obstante, es posible decir que algunas cosas se han inventado realmente, en el sentido de que un científico teórico vio que lógicamente tenían que existir aunque no hubieran sido descubiertas.  Esto es lo que ocurrió con el neutrino, inventado por Wolfang Pauli en 1930.

La historia del neutrino es además un buen ejemplo del modo en que la acción de las partículas submicroscópicas, unitariamente casi indetectables, puede tener devastadores efectos a gran escala.  Pensemos que, al parecer, los neutrinos realmente pueden dar lugar a una Supernova.

Pauli tuvo que inventar el neutrino por una ley fundamental de la ciencia: la energía puede cambiar de una forma a otra, pero nunca se crea o se elimina.  A  los científicos atómicos de los años veinte les preocupaba ver que esta ley aparentemente no se cumplía en cierta clase de transformación nuclear llamada desintegración beta, que es, esencialmente, la manera espontánea de descomponerse un neutrón para formar un protón y un electrón.

La carga de los protones es positiva y la de los electrones negativa, mientras que los neutrones no tienen carga alguna, y el neutrón que sufre la desintegración beta también carece de carga eléctrica neta, puesto que las del protón y el electrón se anulan mutuamente.

Resultaba, pues, que la carga eléctrica no se creaba o eliminaba en la desintegración beta: en la jerga de los científicos nucleares, se conservaba.  Pero, si la carga se conservaba, quedaba el problema de que la energía total del neutrón solo era mayor que la que sumaban las dos partes resultantes de la desintegración beta.  Luego no se conservaba la energía, sino que, por lo visto, había  una eliminación de ella.

 Para obviar esta dificultad, Pauli inventó una partícula que, aunque no tuviera carga, pudiera volver a igualar la ecuación de energía.  Una pequeña fracción de la energía en la desintegración beta, afirmó, se la llevaba esa partícula supuesta que nadie había detectado nunca.  Como era a veces realmente muy pequeña la cantidad de energía que faltaba, el neutrino debía tener una masa mínima también:  ¡incluso cero!  Pauli se daba cuenta de que estaba peligrosamente cerca de la sofistería.  Pensaba que nunca nadie podría detectar jamás el neutrino, y así se lo dijo al astrónomo Walter Baade:

    “Hoy he hecho lo peor que puede hacer un físico teórico: he inventado algo que nunca se podrá detectar experimentalmente.”

 Al principio, Pauli llamó a sus partículas neutrones, pero eran diferentes de los que hoy conocemos con ese nombre, los cuales no fueron descubiertos realmente hasta 1932.

Con exasperación y gestos que la reflejaban, Enrico Fermi explicaba la diferencia a un frío auditorio de científicos, en una conferencia dictada en 1933:

    “Los neutrones que ha descubierto Chadwick son grandes, los de Pauli eran pequeños.  Estos tendrían que ser llamados neutrinos.”

 Fermi calculó que las probabilidades de que un neutrino reaccionara con algo eran muy pocas.  Si un neutrino viaja a la velocidad de la luz por un bloque de materia de 3.000 años luz de espesor y con la densidad del agua, sólo tendrá un cincuenta por ciento de probabilidades de reaccionar con un protón.

Pero ocurre que salen grandes cantidades de neutrinos de los rectores nucleares: cerca de éstos pasan 10 billones de neutrinos por centímetro cuadrado.  Y aunque cada uno de ellos tiene sólo una mínima probabilidad de ser detectado  en experimentos, de hecho algunos pocos lo son, dada la inmensidad de su numero.

Pauli era demasiado pesimista: sí que se ha confirmado la existencia de los neutrinos.

Detector de Neutrinos

Son vastos reactores nucleares las estrellas como el Sol, el cual crea en su centro cantidades ingentes de neutrinos cada segundo.  Como el radio solar es sólo de 2 segundos-luz, casi todos los neutrinos que se originan en el Sol, salen sin más disparados a través de la superficie y se dispersan por el espacio.  A la Tierra, llegan según se ha calculado, a razón de 65.000 millones de ellos por centímetro cuadrado y segundo:  un número considerablemente menor de los que puede producir un reactor nuclear terrestre, pero aún suficiente para que se den unas pocas interacciones detectables.

Y ahora que ya entendemos bien a los neutrinos, pasaremos en la tercera y última parte al hito final, la explosión de una Supernova.