ACTIVIDAD 8: RUTHERFORD, EL NÚCLEO ATÓMICO.

1- ¿Cómo valoras el hecho de que los investigadores científicos formen a los estudiantes?

Nos parece un hecho fundamental para la ciencia y además podemos saber que este método funciona porque se lleva haciendo desde la antigua Grecia, cuando Sócrates fue el maestro de Platón y éste de Aristóteles.

El hecho de que los investigadores formen a los estudiantes aporta muchas cosas positivas. Primero el investigador tratará de enseñar a sus estudiantes a partir de la experiencia que él ha adquirido durante años de investigación y experimentos. Pero sobretodo el profesor no puede transmitir tanta pasión a sus alumnos como un investigador si que puede.

2-¿Cuáles son las diferencias entre la Física y la Química? ¿Por qué crees que le otorgaron el premio Nobel de Química y no el de Física?

La principal diferencia es que la química estudia las interacciones entre los diferentes elementos químicos mientras que la física estudia las interacciones entre todo lo demás.

Cuando Rutherford dijo "toda ciencia, o es Física, o es coleccionismo de sellos"  quería decir que la física era la única ciencia aplicable a la vida cotidiana y debido a eso ésta era la única ciencia lógica. Además se refirió a las demás ciencias como una recopilación de fórmulas las cuales las compara con sellos.

Cuando se premió el trabajo de Rutherford en el campo de la química con un premio Nobel éste se sorprendió mucho porque él se había considerado toda su vida como físico. Este hecho dio lugar a la célebre frase: "He cambiado muchas veces en mi vida, pero nunca de manera tan brusca como en esta metamorfosis de físico a químico"

3- ¿Cuáles fueron sus principales aportaciones a la Física? ¿Qué disputas científicas mantuvo con Edison y Marconi?

Nikola Tesla fue uno de los inventores e investigadores más importantes de la historia, tales fueron sus aportaciones que llegó a decir que se llegó a decir que fue el hombre que inventó el siglo xx. Estudió ingeniería mecánica y eléctrica en Australia lo que hizo que pudiera conseguir un trabajo donde conoció a Thomas Alba Edison. Tesla acabó trabajando para Edison en un proyecto pero cuando Tesla acabó su cometido Edison se negó a pagarle. Aquí empezó su rivalidad y debido a ella Tesla empezó a investigar la corriente alterna, uno de los grandes descubrimientos del siglo XX.

Tras este gran descubrimiento Tesla se decidió centrar en la investigación de ondas de radio y de alta frecuencia. Tras esta decisión se topó con Marconi, el cual ganó el Premio Nobel con la invención de la radio, aparato que contaba con numerosos descubrimientos de Tesla. De aquí surgió una gran rivalidad que llevaría a Tesla a intentar crear un barco por radiocontrol.

Otras grandes contribuciones de Tesla fueron la bobina de tesla y el generador de rayos X.

4- A lo largo del capítulo se suceden las descripciones sobre el descubrimiento de distintos fenómenos físicos (que puedes y debes añadir en la línea de tiempo) que serán cruciales en el desarrollo de la sociedad del siglo XX y que siguen muy relevantes en la actualidad. Responde brevemente (básate sólo en el libro para este punto, excepto en los enlaces señalados) a la siguiente serie de preguntas (haciendo referencia a los científicos implicados):

4a) ¿Qué diferencia la fluorescencia de la fosforescencia?

4b) ¿Qué son los Rayos X? ¿Cómo se descubrieron?

4c) ¿Qué es la Radiactividad? ¿Cómo fue descubierta?

4d) ¿Por qué fueron importantes las aportaciones del matrimonio Curie y de Rutherford al trabajo de Becquerel?

4e) ¿Qué son las radiaciones alfa, beta y gamma? Ordénalas energéticamente.

4f) ¿Qué es la ley de desintegración atómica? ¿Por qué sirve como método de datación geológica? Trabajo opcional: Investiga sobre el carbono-14

4g) ¿Para qué sirve un contador Geiger?

La fluorescencia se caracteriza por presentar flúor en su composición y por emitir una luz azulada, en cambio la fosforescencia presenta fósforo en su composición y emite una luz verdosa. La luz que emiten estos últimos se mantiene tras dejar de iluminar al mineral, a diferencia de la fluorescencia, que cuando dejamos de iluminarlo las luz cesa. A continuación podemos ver un ejemplo de los tipos de minerales con características luminosas de los que hemos hablado (arriba fluorescencia y abajo fosforescencia).

Los rayos x son una radiación electromagnética con la cual podemos atravesar objetos, actualmente los rayos x se utilizan con un fin médico, para hacer las famosas radiografías. Lo descubrió un científico alemán, Roentgen. Roentgen descubrió los rayos x de forma accidental y sin saber lo que eran ni para que se podían usar, por esos los llamó rayos x, debido a que esta letra se usa para denominar a una incógnita en matemáticas.  Más adelante los científicos Curie y el propio Rutherford investigaron sobre los rayos x y averiguaron la mayoría de cosas que nos conocemos acerca de ellos hoy en día. Descubrieron que la radioactividad era la desintegración de ciertos átomos pesados, emitiendo así radiaciones.

Hay tres tipos de desintegraciones atómicas:

• Alfa: Átomos de helio con poca radiación, con lo cual poco energéticos y poco penetrantes
• Beta: Electrones con radiación media.
• Gamma: Muy radiactivos, muy electromagnéticos.
  
  

Las aportaciones de este matrimonio fueron de vital importancia ya que en un principio la radiactividad no estaba considerado como algo importante y había quedado relegada a un segundo plano, cuando el científico Roentgen no entendió la importancia de lo que había descubierto.

La ley de desintegración atómica es un proceso mediante el cual, usando la radiactividad, podemos determinar la cantidad de años que lleva una muestra sobre la tierra. Para ello tenemos que saber el ritmo al que se desintegra cada tipo de muestra y desde ahí hacer cálculos conociendo la radiación restante.

El carbono 14 también se utiliza como método de datación radiométrica que utiliza el isótopo carbono-14 (14C) para determinar la edad de materiales que contienen carbono hasta unos 50 000 años. Es un método muy efectivo entre los arqueólogos. Para calcular las edades se utiliza el dato de que el carbono 14 tiene un periodo de desintegración de 5730±40 años.

El contador de Geiger mide la intensidad y concentración de los rayos radiactivos, es decir mide la radiactividad de un objeto o un lugar. Recibe este nombre por el alemán Hans Geiger el cual empezó a trabajar junto a Rutherford en la universidad de Manchester.

El contador de Geiger está formado por un tubo con un hilo metálico a lo largo de su centro, el espacio que queda entre ambos se aísla y se rellenad e un gas y con el hilo a unos 1000 voltios relativos con el tubo. El contador de Geiger detecta partículas y radiaciones ionizantes, para ello un ion o electrón penetra el tubo, se desprenden electrones del gas y debido al voltaje del hilo son atraídos hacia el hilo. Al hacer esto ganan energía, colisionan con los átomos y liberan más electrones, hasta que el proceso se convierte en una avalancha que produce un pulso de corriente detectable. Relleno de un gas adecuado, el flujo de electricidad se para por sí mismo o incluso el circuito eléctrico puede ayudar a pararlo. El contaje se da cuando las partículas, que al pasar por el contador producen un pulso idéntico, hacen posible contar el número de ellas.

5- Explica cómo se llevó a cabo el experimento de Rutherford. ¿Por qué no funcionó con Mica, y sí con pan de oro y mejoró mucho con pan de platino? Comenta la frase: "Es como si se disparara un obús naval de buen calibre sobre una hoja de papel y rebotara".

Describe el modelo de Rutherford y sus limitaciones. ¿Por qué el equipo de Rutherford se puede considerar el padre de la interacción nuclear (piensa en qué lo ocurriría a los protones si no existiera dicha interacción)? ¿Qué son las 4 interacciones fundamentales de la naturaleza?

El experimento de Rutherford, quien contó con la enorme ayuda de sus pupilos, Geiger y Mardsen, consistía en una pantalla semicircular de sulfato cínquico, cuya función era la de disparar partículas alfa sobre una lámina, ya fuese de mica o, posteriormente, de oro o de platino. Al hacerlo con la mica, observaron que las partículas alfa atravesaban la lámina. Hacemos un inciso para aclarar que la mica es un tipo de mineral formado esencialmente por hierro, aluminio y magnesio. Retomando el experimento, el resultado era el esperado desde el punto de vista eléctrico, pues según el modelo atómico de Thomson, en el que los átomos tenían una carga neutra, estos no desviarían a las partículas alfa, suponiendo que entrasen en contacto, lo cual era poco probable debido al tamaño y cantidad de ambos. Además, si lo hicieran, las partículas alfa atravesarían a los átomos, descolocándolos, debido a su mayor cantidad de energía. Fue entonces, cuando al equipo de Rutherford y de Geiger se unió, a petición de éste, Mardsen, al cual se le fue encomendada la aparentemente inútil misión de repetir el experimento pero con láminas de oro y de platino. Esta fue la primera percepción de Geiger, quien lo vio como un absurdo, pues eran materiales muy caros y que, según el conocimiento atómico de la época, tenían la misma estructura que la mica. El motivo por el que Rutherford se decidió a usar estos dos materiales fue el hecho de que los orfebres podían hacer con ellos láminas más finas que con cualquier otro metal, por lo que en el caso de haberlo, se podría apreciar un nuevo resultado. Y así fue. Tras realizar concienzudamente el experimento, se observó que una de cada ocho mil partículas era despedida hacia atrás. ¿Cómo era posible que un átomo de carga neutra rebotase una partícula alfa enormemente cargada de energía positiva? Según Rutherford, "es como si se disparara un obús naval de buen calibre sobre una hoja de papel y rebotara". Esto se refiere a que las partículas alfas, enormemente cargadas de energía, con una fuerza proporcional a la de un obús naval, rebotaban contra todo pronóstico contra un átomo con carga neutra, con una resistencia proporcional a la de una hoja de papel.

Después de la sorpresa inicial, los tres científicos se fueron a casa y cada uno por su cuenta trató de darle una explicación a este fenómeno y, casi por telepatía, los tres llegaron a la conclusión de que todos los átomos tenían toda su carga positiva y su masa concentrada en una esfera, cuyo radio era unas diez mil veces menor que la del átomo en su conjunto. Mientras tanto, los electrones orbitaban alrededor de este núcleo. Por ello, era poco probable que las partículas alfa chocasen contra este núcleo, pero en el caso de hacerlo, saldrían despedidas con un ángulos mayor de noventa grados. Sin más dilación, habían descubierto el núcleo atómico y, con ello, un nuevo modelo atómico: El modelo de Rutherford o modelo planetario.

Pero aún nos queda una importante incógnita, y es que cómo es posible que todas las partículas sí que atraviesen la mica, pero con el oro y el platino algunas reboten. Nosotros hemos llegado a la conclusión de que esto se debe al tamaño, y por tanto masa, y como consecuencia carga positiva, de los núcleos. Como ya sabemos, cuanto más a la derecha y más abajo estén los elementos en la tabla periódica, mayor son estas características. Pues bien, el oro y el platino están mucho más abajo que el magnesio, el aluminio y el hierro (componentes de la mica), por lo que son mucho más pesados y más grande. Por ello, cuando la lámina es de mica, al ser los núcleos más pequeños es más difícil que colisionen con las partículas alfa, y en el caso de hacerlo, al ser menos energéticos, no lograrán rebotarlas; como mucho desviarlas.

Ya hemos descrito un poco más arriba el modelo de Rutherford o modelo planetario, pero ha de quedar constancia de que hace aguas en un matiz pequeño pero muy importante. Según este modelo, los electrones orbitan alrededor del núcleo, pero según el principio de conservación de carga de Maxwell, la energía del electrón, al moverse, se tranformaría en otra cosa y, por tanto, el electrón iría careciendo de ella poco a poco hasta quedarse sin y colisionar contra el núcleo. Esto ocurriría en fracciones de segundos, y si así fuese, ni nosotros habríamos escrito esto ni tú lo estarías leyendo. Por ello, el modelo de Rutherford no es correcto.

Pero sí lo es el núcleo atómico que descubrió, pues ese sí que existe realmente, y, a su vez, su descubrimiento supuso el descubrimiento de una nueva interacción fundamental. Hasta el momento sólo había constancia de la gravedad, que es la más conocida popularmente y que se define como la atracción que sufren dos cuerpos puntuales, que es directamente proporcional a la masa de ambos e inversamente proporcional a la distancia que los separa al cuadrado, descubierta por Isaac Newton, y la fuerza electromagnética, que se define como la interacción entre dos partículas con carga eléctrica, ya sea de atracción (cargas de diferente signo) o de repulsión (cargas de igual signo).

Pero según esta última, la teoría de los protones descubierta por nuestros tres científicos contradecía por completo al electromagnetismo. La causante de esto era lo que posteriormente se conocería como fuerza nuclear fuerte, la cual es la responsable de que los protones y neutrones venzan la repulsión debido a su carga eléctrica y se mantengan unidas, conformando el núcleo. Por ello, decimos que es mucho más potente que la anterior interacción, aunque de un alcance mucho más reducido.

Finalmente tenemos la última interacción, la fuerza nuclear débil, la cual recibe su nombre debido a que su campo de influencia es 1013 veces menos que la fuerza nuclear fuerte, pero aún así sigue siendo mayor que la gravedad a cortas distancias. Ésta es la causante de fenómenos como la radioactividad, y su explicación es muy compleja, demasiado de hecho, pues se relaciona con el intercambio de bosones y demás reacciones físicas, las cuales se nos escapan un poco de las manos.

7- Crea tu propio "escudo científico" (buscando tu propio lema científico) tal y como hizo Rutherford al ser nombrado barón.

ENTREGA FINAL DEL DÍA DE LA CIENCIA

En esta entrega cerraremos finalmente el no muy largo pero intenso periodo de tiempo en que se ha desarrollado el proyecto del día de la ciencia. En este mismo blog, en la entrada inmediatamente anterior, encontramos la información que tratamos en el proyecto pero, puesto que fue anterior al día de la ciencia, en ella no vemos los instrumentos utilizados ni cómo se desarrolló la actividad durante ese fecha ni tampoco nuestras conclusiones y opiniones referentes a la actividad. Por ello, todo lo mencionado, quedará inmortalizado en esta nueva entrada.

Siguiendo el orden en el que han sido mencionados los temas a tratar, empezaremos hablando de los instrumentos utilizadas. Puesto que nuestro tema hacía referencia al ciclo vital de las estrellas, fue complicado encontrar algún tipo de material que lo representase de forma fidedigna, ya que una estrella no es algo que puedas coger y volver a dejar en su sitio. Digamos que nuestro tema era el más teórico de todos. Por ello, lo que hicimos fue buscar algún tipo de elemento experimental que ayudase a la explicación teórica. Y los encontramos. El primero de ellos, y el cual no tuvimos que construir ya que ya estaba en nuestro aula de física, fue un "maquinismo" muy sencillo mediante el cual se apreciaba lo que ocurría con los agujeros negros. Éste consistía en dos botellas, pegadas por ambas boquillas mediante cinta aislante, y una de ellas con agua. De este modo, al pasar el agua de una botella a otra y con la ayuda de una serie de movimientos con la botella que nosotros mismos llevábamos a cabo, se formaba algo así como un remolino de agua, el cual se asemejaba a lo que ocurría dentro de los agujeros negros. El siguiente experimento usado consistía en una pelota de tenis y otra de baloncesto. Bien, pues si las poníamos en contacto, y las dejábamos caer a la vez y juntas, al tocar la pelota de baloncesto el suelo, la de tenis rebotaba con un fortísimo impulso. Esto lo utilizamos para hacer una idea a los receptores de qué pasaba en las explosiones de supernova. Ambos fueron bastante útiles, en nuestra opinión, pues se veía que mediante estos, tanto niños como profesores, se hacían una idea de estos fenómenos tan extraños para todos, pues en su vida los han presenciado. Finalmente, y puesto que el requisito inicial era el de hacer tres experimentos, nos decidimos a hacer un trabajo manual, que complementaba al póster científico, y que consistía en un diagrama HR a tamaño de cartulina grande. Podríamos decir que era otro póster complementario. Este consistía en bolas de poliespan de distintos tamaños y colores, pegados mediante tiras de velcro a una cartulina negra, y que en su conjunto formaban el diagrama en cuestión. Era curioso como todo el mundo, sin ver el otro póster con la información, enseguida decía que se trataba de planetas, o incluso de moléculas, y cuando les decíamos que eran estrellas, hubo quien nos lo discutió bajo el argumento de que todas las estrellas eran amarillas, y que era imposible que fuesen rojas, azules o blancas. Una vez escucharon la explicación, parecieron aceptar su error. Cierto es que esto último no era un experimento como tal. Sin embargo, el hecho de que fuese tan gráfico y dinámico, hizo que fuese aceptado como tercer experimento. 

En cuanto a nuestras conclusiones, todas ellas fueron buenas, pues creemos que todos aprendieron mucho, especialmente los profesores, que se veían más interesados por lo que contábamos. Los más pequeños también lo estuvieron. Hubo un grupo de primero de la ESO que incluso nos aplaudieron. Sin embargo los de tercero miraban más con cara de indiferencia. Pero a pesar de ello, era bastante gratificante como algunos se interesaban y se quedaban atónitos con algunos datos, pues son cosas que no sabían y que seguramente nunca se hubiesen planteado. 

El objetivo era que se fuesen de allí reflexionando a cerca del tamaño del Universo y de lo insignificantes que somos y, en la mayoría de los casos, lo conseguimos. Fue una experiencia bastante divertida, y a la vez enriquecedora, pues hacer una exposición delante de gente que no conoces no es lo mismo que delante de tu clase, con quien hay confianza, y supongo que de ahí se puede aprender bastante, pues es a lo que habrá que enfrentarse en el futuro.

DÍA DE LA CIENCIA

Ciclo vital de las estrellas

El ciclo vital de las estrellas es un tema muy interesante, ya que, entre otras cosas, nos hace darnos cuenta de lo insignificantes que somos en comparación al Universo. También, el hecho de haber descubierto todo de lo que vamos a hablar, es digno de mención, pues detrás hay un laborioso trabajo de multitud de astrónomos. Nosotros vamos a tratar este tema, y aquellos que leáis nuestro trabajo os lo creeréis, al igual que nos lo hemos creído nosotros cuando leímos toda la información, procedente de distintas fuentes. Sin embargo, la pregunta es la siguiente: ¿Y cómo hicieron los pioneros en este tema para saber todo lo que nos han transmitido? Para haceros una idea, procederemos a una comparación bastante interesante que encontramos en internet. Imagínese el lector que es una mosca, que vive apenas una semana. A ti, como mosca, te surge curiosidad acerca de esos seres enormes que ocupan el mundo entero; los humanos. Te interesas en especial en su ciclo vital, pues viven mucho más que tú. Por ello, como no eres capaz de ver a un humano crecer, deber observar a personas de distintas edades: bebés, niños, adolescentes, jóvenes, adultos, ancianos… Éste es el único método de sacar alguna conclusión.

A nosotros con las estrellas nos sucede exactamente lo mismo. Las estrellas pueden vivir cientos de miles de millones de años, y un científico no vivirá para verla nacer y morir. Por ello, y debido a que el cielo está repleto de ellas, debe coger una que acabe de nacer, otra que esté en pleno desarrollo, una que vaya a morir, otra que acabe de morir… Es entonces cuando realmente se puede extraer información acerca de las estrellas. Y esto no se consigue observando ni una ni dos ni diez estrellas, sino muchas más. Todo esto lo decimos para haceros una idea sobre lo laborioso que resulta este tema que hemos escogido.

Dicho esto, procederemos a la explicación de nuestro temas. Primero os daremos una breve explicación en relación a los distintos elementos que vamos a tratar y, después, describiremos el ciclo de las estrellas.

                                     Gráfica HR, que representa el brillo de las estrellas

                                     frente a su temperatura.

Gigantes Rojas

Las gigantes rojas son el siguiente paso en la vida de una estrella de menos de 8-9 veces la masa solar, tienen un volumen mucho más grandes que el del Sol. Éstas se forman cuando su hidrógeno se ha fusionado en helio, y sabemos que el Sol sufrirá este proceso en aproximadamente unos 5 mil millones de años.

Durante esta etapa, la estrella emite las capas más exteriores de su atmósfera dando así origen a nubes brillantes de gas y polvo llamadas nebulosas planetarias.

Las gigantes rojas suelen  venir de estrellas gigantes de masa media que tras haber quemado el hidrógeno en su núcleo comienzan a quemar hidrógeno en la cáscara que se encuentra alrededor del núcleo de helio inerte. El efecto inmediato de este proceso es un aumento en la superficie de la estrella y un enfriamiento de la misma, por lo que su color se torna rojizo. Finalmente, cuando la temperatura de la estrella aumenta demasiado, la estrella aumenta su luminosidad y volumen, hinchándose hasta alcanzar un radio de 100 millones de km. Desde este momento la estrella es considerada una gigante roja.

Sabemos que el Sol en unos 5 mil millones de años o 6 mil millones de años pasará por esta fase y llegará a ocupar un espacio tan gigante que cubrirá las órbitas de Mercurio y Venus, a continuación pongo una foto del tamaño estimado del Sol cuando sea una gigante roja frente a su tamaño actual:

Comparación de la gigante roja más grande, más pequeña y el Sol:

Enanas blancas

Las enanas blancas son una etapa en la vida de las estrellas en la cual todo el combustible se ha acabado, es una estrella de masa 9-10 veces menor que la masa solar, su volumen es un poco más pequeño que el volumen del Sol generalmente. El núcleo de estas estrellas está formado por átomos en estado de plasma, estas estrellas se compactan debido a que como en su núcleo ya no se se realizan reacciones termonucleares, las estrellas ya no tienen fuerzas de energía que eviten su colapso gravitatorio, debido a esto la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. Las enanas blancas son estrellas muy compactas porque la distancia entre sus átomos es muy pequeña, sabemos que la densidad de estas estrellas llega a alcanzar ordenes de varias toneladas por centímetro. Estas estrellas tienen una temperatura muy alta. Se sabe que el 97 por ciento de las estrellas pasarán por esta etapa en su desarrollo, incluido el Sol. Actualmente las enanas blancas son junto a las enanas rojas las más numerosas en el universo.

Comparación de dos enanas blancas que existen con el Sol:

Enana marrón

Una enana marrón es un objeto de masa subestelar que debido a su baja masa es incapaz de llevar  cabo las fusiones de hidrógeno que otras estrellas llevan a cabo. Son estrellas de una masa 80 veces inferior a la de Júpiter aproximadamente aunque su tamaño es mucho más grande que el de cualquier planeta. Dado que no tienen la masa suficiente para brillar, son muy difíciles de encontrar, se parecen a un planeta gaseoso. Para verlas el mejor medio es observarlas por medio de los infrarrojos.

Supernovas

Las supernovas se forman con estrellas de masa un mayor a la del Sol. Las fusiones nucleares de estas estrellas van creando cada vez elementos más pesados hasta que se forma el hierro y, con el hierro el núcleo no puede auto soportarse y colapsa gravitacionalmente. Las capas exteriores de la estrella son emitidas en forma de una súper explosión. La parte restante de la estrella, el núcleo, queda convertido en una estrella de neutrones. Las supernovas al explotar, debido a su gran magnitud, iluminan galaxias enteras y pueden formar nuevas estructuras. A continuación podéis ver un vídeo sobre una recreación de una explosión de supernova. La última supernova que fue vista fue vista por Kepler en el 1604.

Las supernovas se clasifican en dos tipos. Las supernovas de Tipo I resultan de la transferencia de masa dentro de un sistema binario que consiste de una estrella enana blanca y una estrella gigante. Las supernovas de Tipo II son, en general, estrellas masivas individuales que llegan al fin de sus vidas con una formidable explosión.

https://youtu.be/-QVBWog4nuE

Estrella de neutrones

Una estrella de neutrones es aquella en la cual en su núcleo sólo hay neutrones. Estas están muy compactos entre sí, con la misma densidad que un núcleo atómico, A pesar de su pequeño diámetro (alrededor de 12,5 millas, o 20 kilómetros) las estrellas de neutrones pueden presumir de contener 1,5 veces la masa del Sol, por lo que son increíblemente densas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones con el tamaño de un terrón de azúcar pesaría cien millones de toneladas en la Tierra.. Como hemos contado anteriormente, se forman en las supernovas.

Púlsares

Un púlsar es la cantidad de impulso que tiene un una estrella a la hora de su rotación. Cuando una estrella de neutrones se forma ésta tiene una gran velocidad. Alguna estrellas que rotan muy rápido emiten ondas de radio en un haz muy determinado.

Agujeros negros

Los agujeros negros son zonas del espacio en la que hay una enorme cantidad de masa acumulada y debido a esto la velocidad de necesaria para escapar de la atracción de un objeto es mayor que la de la luz, ergo nada puede escapar de un agujero negro.

Estos se forman cuando una estrella con aproximadamente 8 veces más masa que el sol colapsa. Para que un agujero negro se pueda formar se necesita un objeto de enorme densidad. Para que os hagais una idea, toda la masa del sol debería estar en un objeto de 6 km de diámetro.

Dependiendo de su masa los agujeros negros se clasifican en tres tipos:

-Agujeros negros supermasivos: Su masa es millones o miles de millón de

veces mayor que la del sol

-Agujeros negros de masa estelar: Son aquellos que se forman cuando una

estrella que tiene alrededor de el doble de masa que el sol explota y se

convierte en una supernova

-Micro agujeros negros: Se estima que su masa es igual a la masa de Planck que

es del orden de 2 x 10-8 kg. Debido a su pequeño tamaño se desintegran en un corto

de tiempo. A pesar de su escasa masa poseen una densidad de 1093 g/cm³.

Un agujero negro se forma cuando una estrella de grandes dimensiones se destruye. Cuando esto sucede las capas exteriores se alejan de la estrella mientras que las interiores implotan compactandose y dando lugar a la gran densidad que caracteriza a los agujeros negros.

Una vez explicado todo esto, procederemos a explicar detenidamente las diferentes etapas por las que pasa una estrella durante su ciclo vital.

Todo comienza con la acumulación de partículas, especialmente de helio y de hidrógeno, y de polvo estelar, que se mantiene próximo debido al efecto de la gravedad. El proceso de creación es violento y lleva consigo la formación de discos, que alimentan de materia a la estrella naciente (o protoestrella), y expulsiones de materia a cientos de kilómetros por segundo.

Protoestrella.

La temperatura y densidad en el centro de la protoestrella aumentan conforme se acumula la materia hasta permitir que los átomos de hidrógeno se fusionen para formar átomos de helio en un proceso que libera grandes cantidades de energía. Cuando comienza este proceso, que constituye el motor de una estrella durante su vida, decimos que se ha formado una nueva estrella: una enorme esfera gaseosa cuya parte más externa, la atmósfera, podemos ver de forma directa. Poco queda ya alrededor de la estrella de la materia que la formó. Sin embargo, la materia en el disco puede condensarse y formar planetas, cometas o asteroides, es decir, un sistema planetario.  

El Sistema Solar es un ejemplo de sistema planetario.

Las estrellas tienden a formarse en cúmulos debido a la acción de la gravedad. Todas las estrellas de un cúmulo se forman al mismo tiempo y, aunque coinciden en edad, no todas evolucionan al mismo ritmo: los procesos internos son lentos en las estrellas con poca masa -que pueden vivir miles de millones de años- y más rápidos en las estrellas de mayor masa, que completan su ciclo vital en pocos millones de años.  

Cúmulo estelar M13.

La formación de una estrella solitaria, como el Sol, no es lo más común. Además de formarse en cúmulos, dos tercios de las estrellas forman parte de sistemas estelares dobles ligados gravitacionalmente. El estudio de las órbitas de las estrellas dobles permite deducir las masas de las componentes. Estos valores, combinados con otras propiedades y modelos teóricos, hacen posible obtener calibraciones para estimar la masa de otras muchas estrellas.

Las estrellas que cumplen la característica de girar una entorno a la otro, se conocen como estrellas binarias. Un claro ejemplo de este tipo serían Sirio A (de mayor tamaño) y Sirio B (de menor tamaño).

Una vez pasado el proceso de formación, decimos que la estrella es adulta. El Sol, por ejemplo, se encuentra ahora mismo en esta etapa. Ésta no resulta nada plácida ni pacífica, pues sus procesos físicos internos dan como resultado fenómenos observables en su atmósfera: vientos estelares, llamaradas, manchas frías y campos magnéticos. En algunas estrellas, las inestabilidades internas se traducen en pulsaciones y convulsiones, similares a un terremoto, cuyo estudio proporciona valiosa información sobre sus  procesos internos.  

Finalmente, el agotamiento del hidrógeno en el centro marca el principio del fin en la vida de una estrella. Para mantener su equilibrio, la estrella crece de forma masiva y se convierte en una gigante roja, con un tamaño similar a la distancia desde la Tierra -o incluso desde Júpiter- al Sol.

Comparación entre Arcturus y Pólux, dos gigantes rojas, con el Sol.

La masa inicial de la estrella desempeña un papel crucial en su final. Los modelos teóricos y las observaciones indican que si la masa estelar no alcanza unas siete veces la masa del Sol, la estrella expulsará toda su atmósfera y dejará al descubierto un núcleo caliente que ilumina la envoltura gaseosa. Se forma entonces una nebulosa planetaria cuyo núcleo, una enana blanca con temperaturas de decenas de miles grados y tamaño similar al de la Tierra, es incapaz  de producir energía y se enfría lentamente hasta perderse de vista.  

Nebulosa planetaria, con la enana blanca en el medio.

Las estrellas que superan en unas siete veces la masa del Sol explotan como supernovas, uno de los fenómenos más violentos del Universo: lanza la materia estelar al espacio a velocidades de miles de kilómetros por segundo y sólo queda el núcleo central, de pocos kilómetros de diámetro, en el que se concentra una masa mayor que 1,4 veces la solar.

Dos fotografías de dos supernovas.

Este núcleo  puede desarrollarse como una estrella de neutrones que gira rápidamente -un púlsar-.

Fotografía de una estrella de neutrones.

O, si su masa es mayor que 3,2 veces la del Sol, como un agujero negro -una concentración de materia tal que ni la luz puede escapar de la acción de su gravedad.

Fotografía de un agujero negro

La materia que expulsan las estrellas, principalmente al final de su vida, retorna al medio interestelar donde, tras largos procesos dinámicos, se agrupará y desencadenará la formación de una siguiente generación de estrellas. Dicha materia se encuentra enriquecida por nuevos elementos químicos que se fabricaron en los interiores de la primera generación de estrellas o, incluso, en su propia muerte explosiva en forma de supernova. Tales elementos químicos son los que podemos encontrar en la Tierra y que conforman, ciertamente, el material de que estamos hechos los seres vivos.

Esquema de todo lo que hemos explicado.