Juan Queija/Ciencia
La estructura esencial de una estrella está constituida básicamente por hidrogeno y helio, como todos sabemos el hidrógeno es el cuerpo más simple que conocemos en la naturaleza siendo el helio el que le sigue según la tabla periódica de los elementos, pues bien decimos que una estrella es joven cuando la cantidad de hidrógeno que contiene es mucho mayor que la cantidad de helio, en una estrella enana amarilla de tipo G2, como nuestro sol el termino medio de vida es de unos 10.000 millones de años. Curiosamente las estrellas más masivas, como las gigantes rojas consumen su combustible mucho más rápidamente que nuestro sol de tal suerte que una estrella como W. Cephei cuyo radio es miles de veces mayor que el de nuestro sol su vida no debe de exceder de los cien millones de años. La vida de las estrellas transcurre convirtiendo átomos de hidrógeno en átomos de helio y también átomos de helio en àtomos de carbono ,cada vez que esto sucede queda liberada una cantidad de energía enorme que es irradiada hacia el exterior expulsando calor.
Cuando más adelante la estrella llega a lo que los físicos han venido a llamar momento crítico, es decir cuando la estrella está a punto de convertir todo el hidrógeno en helio y también después de la fase del helio al carbono, su núcleo es tan pesado y tan denso que las partículas elementales estan muy cerca unas de otras y precisamente por esto mismo entrará en acción el principio de exclusión de W. Pauli. Esta ley dice que cuando partículas elementales del mismo tipo y spin impar, están muy próximas debido a la densidad de su núcleo, éstas no pueden tener la misma velocidad ni tampoco ocupar el mismo espacio quántico y consecuentemente la estrella comienza a dilatarse. A partir de ese momento se inicia una lucha entre la fuerza de expansión, en forma de emisión de calor y la gravedad, entendida como curvatura del espacio, de su núcleo pesado. Si es la expansión, a través de la radiación calorífica, la que logra vencer, ésta se convertirá en una estrella gigantesca para terminar sus días como una supernova si es que tiene la masa suficiente y a través de una gran explosión irradiar energía en cantidades enormes arrastrando, en un caso u otro, a todos los cuerpos pertenecientes a su sistema a la desintegración , si por el contrario es la curvatura espacial la que vence, el cuerpo en cuestión puede llegar a transformarse en una estrella de neutrones o en otro tipo de estrellas muy densas y por supuesto también en un agujero negro. En lo que se refiere a este último es posible que existan sólo en nuestra galaxia un número de 100.000 millones de agujeros negros, claro que si Chandrasekar tiene razón esto quiere decir que un tercio aproximadamente del contenido estelar de nuestra galaxia comprende a un tipo determinado de estrellas con la masa crítica necesaria para sufrir esta transformación. Por otro lado si existe un número tan elevado de agujeros negros en todas las galaxias y además en los mismos porcentajes podríamos pensar que lo que realmente sostiene en equilibrio a los racimos galácticos no sea sólo la energía oscura si no también la singularidad que representa un agujero negro. No tenemos que olvidar que los movimientos estelares de algunos cuerpos no se corresponden con los movimientos newtonianos esperados, en lo que a sus órbitas se refiere, por tanto podemos sospechar que existan fuerzas muy poderosas que permitan mantener unidas a dichas galaxias y permitan también formar grupos muy numerosos produciéndose lo que hemos venido a llamar “el gran atractor”. Hemos de tener en cuenta que la densidad media de la materia bariónica en el universo conocido es muy baja, de ahí que la inmensidad de lo que nosotros llamamos “espacio vacío” supere con diferencias casi ilimitadas a los conjuntos de galaxias.
La estructura esencial de una estrella está constituida básicamente por hidrogeno y helio, como todos sabemos el hidrógeno es el cuerpo más simple que conocemos en la naturaleza siendo el helio el que le sigue según la tabla periódica de los elementos, pues bien decimos que una estrella es joven cuando la cantidad de hidrógeno que contiene es mucho mayor que la cantidad de helio, en una estrella enana amarilla de tipo G2, como nuestro sol el termino medio de vida es de unos 10.000 millones de años. Curiosamente las estrellas más masivas, como las gigantes rojas consumen su combustible mucho más rápidamente que nuestro sol de tal suerte que una estrella como W. Cephei cuyo radio es miles de veces mayor que el de nuestro sol su vida no debe de exceder de los cien millones de años. La vida de las estrellas transcurre convirtiendo átomos de hidrógeno en átomos de helio y también átomos de helio en àtomos de carbono ,cada vez que esto sucede queda liberada una cantidad de energía enorme que es irradiada hacia el exterior expulsando calor.
Cuando más adelante la estrella llega a lo que los físicos han venido a llamar momento crítico, es decir cuando la estrella está a punto de convertir todo el hidrógeno en helio y también después de la fase del helio al carbono, su núcleo es tan pesado y tan denso que las partículas elementales estan muy cerca unas de otras y precisamente por esto mismo entrará en acción el principio de exclusión de W. Pauli. Esta ley dice que cuando partículas elementales del mismo tipo y spin impar, están muy próximas debido a la densidad de su núcleo, éstas no pueden tener la misma velocidad ni tampoco ocupar el mismo espacio quántico y consecuentemente la estrella comienza a dilatarse. A partir de ese momento se inicia una lucha entre la fuerza de expansión, en forma de emisión de calor y la gravedad, entendida como curvatura del espacio, de su núcleo pesado. Si es la expansión, a través de la radiación calorífica, la que logra vencer, ésta se convertirá en una estrella gigantesca para terminar sus días como una supernova si es que tiene la masa suficiente y a través de una gran explosión irradiar energía en cantidades enormes arrastrando, en un caso u otro, a todos los cuerpos pertenecientes a su sistema a la desintegración , si por el contrario es la curvatura espacial la que vence, el cuerpo en cuestión puede llegar a transformarse en una estrella de neutrones o en otro tipo de estrellas muy densas y por supuesto también en un agujero negro. En lo que se refiere a este último es posible que existan sólo en nuestra galaxia un número de 100.000 millones de agujeros negros, claro que si Chandrasekar tiene razón esto quiere decir que un tercio aproximadamente del contenido estelar de nuestra galaxia comprende a un tipo determinado de estrellas con la masa crítica necesaria para sufrir esta transformación. Por otro lado si existe un número tan elevado de agujeros negros en todas las galaxias y además en los mismos porcentajes podríamos pensar que lo que realmente sostiene en equilibrio a los racimos galácticos no sea sólo la energía oscura si no también la singularidad que representa un agujero negro. No tenemos que olvidar que los movimientos estelares de algunos cuerpos no se corresponden con los movimientos newtonianos esperados, en lo que a sus órbitas se refiere, por tanto podemos sospechar que existan fuerzas muy poderosas que permitan mantener unidas a dichas galaxias y permitan también formar grupos muy numerosos produciéndose lo que hemos venido a llamar “el gran atractor”. Hemos de tener en cuenta que la densidad media de la materia bariónica en el universo conocido es muy baja, de ahí que la inmensidad de lo que nosotros llamamos “espacio vacío” supere con diferencias casi ilimitadas a los conjuntos de galaxias.
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